Mimosa (astronomie)

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Mimosa
Crux constellation map.svg
Litera β indică poziția lui Mimosa în constelația Crucii de Sud .
Clasificare Blue Giant / Secvența principală Blue Star
Clasa spectrală B0,5III [1] / B2V [1]
Tipul variabilei Beta Cephei
Perioada de variabilitate 0,191184600 zile [1]
Distanța de la Soare 291 ± 26 ani lumină [2]
Constelaţie Crucea de Sud
Coordonatele
(la momentul respectiv J2000 )
Ascensiunea dreaptă 12 h 47 m 43,26 s [3]
Declinaţie -59 ° 41 ′ 19,58 ″ [3]
Lat. galactic +03.1796 [3]
Lung. galactic 302,4623 [3]
Parametrii orbitali
Axa semi-majoră 8,7 UA [1]
Perioadă orbitală 1828,0 ± 2,5 zile [1]
Înclinarea orbitală 16 [1]
Excentricitate 0,38 ± 0,09 [1]
Argom. a periheliului 293 ° ± 9 ° [1]
Date fizice
Raza medie 6,92 [4] /? R ⊙
Masa
16 [1] / 10 [1] M ⊙
Accelerare de greutate la suprafață 3,6 ± 0,1 log g [1] / 4 log g [1]
Perioada de rotație 3,6 zile [1] /?
Viteza de rotație 120 km / s [1] /?
Temperatura
superficial		 27.000 ± 1000 K [1] / 23.000 K [1] (medie)
Luminozitate
34.000 [1] / 2850 [1] L ⊙
Indicele de culoare ( BV ) -0,15 [3]
Metalicitate [Fe / H] = -0,08 [5]
Vârsta estimată 8-10 milioane de ani [6]
Date observaționale
Aplicația Magnitude. +1,30 [3]
Magnitudine abs. -3.45 [7]
Parallax 11,17 ± 0,98 mase [3]
Motocicletă proprie AR : -42,97 mase / an
Dec : -16,18 mas / an [3]
Viteza radială +15,6 km / s [3]
Nomenclaturi alternative
Mimosa, Becrux, β Cru , HR 4853, CPD -59 ° 4451, HD 111123, FK5 481, SAO 240259, HIP 62434.
Editați datele pe Wikidata · Manual

Coordonate : Carta celeste 12 h 47 m 43,26 s , -59 ° 41 ′ 19,58 ″

Mimosa ( Beta Crucis / β Crucis / β Cru ), numită și Becrux , este o stea care aparține constelației Crucii de Sud . Cu o magnitudine aparentă de 1,30 [3] este a doua cea mai strălucitoare stea din constelație după Acrux și cea de-a douăzecea cea mai strălucitoare stea din cerul nopții. Poziția sa marcat sudică favorizează observarea sa în emisfera sudică , în timp ce observatorii emisferei nordice sunt penalizați. Mimosa este de fapt un sistem stelar compus din trei componente: două stele fierbinți și masive din clasa spectrală B și o stea secvență pre-principală , încă în curs de formare . Principala este, de asemenea, o variabilă de tip β Cephei . Sistemul se află la aproximativ 290 de ani lumină de Soare [8] . Numele stelei derivă probabil din cel al florii omonime [9] .

Observare

Mimosa apare cu ochiul liber ca o stea albastră strălucitoare, în urma limpede a Căii Lactee din sud. Este cea mai estică dintre cele patru stele dispuse într-o cruce, care caracterizează constelația Crucii de Sud: este, prin urmare, printre aceste stele, cea mai apropiată de cuplul α Centauri - β Centauri , de la care se află la aproximativ 10 °. Împrejurimile observaționale din Mimosa sunt foarte interesante: este situat pe cer la mai puțin de un grad nord-vest de faimosul cluster deschis numit Scrigno di Gioie sau NGC 4755 . Este un grup de aproximativ 280 de stele concentrate pe un diametru de doar 10 ' , care, la distanța ipotetică de 7600 de ani lumină, este echivalent cu aproximativ 14 ani lumină.

Cea mai strălucitoare stea din fotografie este Mimosa. Clusterul deschis NGC 4755 este vizibil în centru, în timp ce nebuloasa Sacului cărbunelui poate fi văzută în partea inferioară.

La puțin mai mult de un grad la sud de Mimosa puteți observa celebra nebuloasă Sacco di Carbone , una dintre cele mai faimoase nebuloase întunecate ale bolții cerești, foarte evidentă pentru observator, deoarece se suprapune pe o vastă zonă a Căii Lactee. Mai mult, Mimosa se află la 4 ° 15 'de Acrux, cu care formează perechea de stele cu magnitudinea mai mică de 1,5, cea mai apropiată de cerul nopții. Va rămâne așa până în jurul anului 2150, când va fi depășit de cuplul α Centauri - β Centauri, care își reduce distanța aparentă [10] .

Mimoza are o declinare de –59 °. Această poziție marcant sudică implică faptul că poate fi observată doar de către observatori la sud de nordul paralel 31, care exclude Canada , o mare parte a Statelor Unite , toată Europa , toată Rusia și o mare parte a Chinei . În schimb, începe să fie observabil din Egipt , Texas , Peninsula Arabică , nordul Indiei și sudul Chinei. Pe de altă parte, devine circumpolar începând cu paralela 31 sud, mergând spre sud [11] .

Cea mai propice perioadă pentru observarea sa pe cerul serii cade în lunile dintre ianuarie și iunie; în emisfera sudică prezența sa tot mai mare pe cer la scurt timp după apusul soarelui indică începutul sezonului de toamnă, în timp ce seara de iarnă steaua dispare sub orizontul sudic la câteva ore după apusul soarelui.

Datorită precesiunii echinocțiilor , în urmă cu 2500 de ani steaua era perfect vizibilă din aproape toată Marea Mediterană , astfel încât popoare precum grecii și romanii o puteau observa destul de bine, chiar dacă era joasă la orizontul sudic; steaua făcea parte din picioarele din spate ale Centaurului , precum și din întreaga constelație a Crucii de Sud, care în acel moment nu era considerată ca atare.

Mediul galactic și distanța

Harta Asociației Scorpius-Centaurus . Mimosa este mai jos, în grupul inferior Centaurus-Cross.

Este probabil ca Mimosa să aparțină asociației stelare Scorpius-Centaurus , cea mai apropiată asociație OB de pe Pământ , care include multe dintre stelele albastre strălucitoare ale constelațiilor Scorpion , Wolf , Centaurus și Crucea de Sud [12] . Sute de stele cu o masă egală sau mai mare de 15 mase solare au fost identificate ca aparținând acestei asociații, inclusiv unele stele (cum ar fi Antares ) într-o fază avansată a ciclului lor de viață [13] ; se crede că numărul total de membri poate ajunge la 1000-1200 de stele [14] .

Asociația Scorpius-Centaurus este împărțită în trei subgrupuri de stele, numite Scorpion superior, Centaur superior -Lup și Centaur inferior-Cruce . Este probabil ca Mimosa să facă parte din acest din urmă subgrup, care se extinde în partea de sud-vest a Centaurului și ocupă zona cerului vizibilă în direcția Crucii de Sud și a Moscovei , până când ajunge la extremitatea nord-estică a Carinei. [12] . Vârsta stelelor subgrupului variază în funcție de poziția lor: componentele părții nord-estice, cele mai apropiate de grupul superior Centaurus-Wolf , au o vechime de aproximativ 17 milioane de ani, în timp ce componentele cele mai sudice au o vârstă mai mică, egală cu aproximativ 12 milioane de ani; aceasta relevă faptul că fenomenele de formare a stelelor s-ar fi produs progresiv în direcția nord-sud [15] . Dintre cele trei subgrupuri ale asociației Sco-Cen, Centaur-Cross inferior este cel mai apropiat de noi, cu o distanță medie de 118 parsec (aproximativ 385 de ani lumină) [12] .

Ceea ce ridică îndoieli cu privire la faptul dacă Mimosa aparține efectiv acestui subgrup este viteza sa radială , care diferă de cea a celorlalți membri ai asociației [12] . Cu toate acestea, natura stelei multiple a lui Mimosa distorsionează datele referitoare la viteza radială pe măsură ce mișcarea orbitală a componentelor una în jurul alteia se adaugă. Când acest factor a fost luat în considerare, viteza radială este mai compatibilă cu apartenența la subgrup [16] . Mai mult, prezența unei stele albastre a masei Mimosa într-o asociație OB, cum ar fi cea a Centaurului-Croce inferior , nu pare a fi rezultatul unei coincidențe [14] . Bazat pe o metodă care utilizează nu numai viteza radială a stelelor, ci și paralaxa și mișcarea lor corectă, și folosind măsurători mai recente legate de aceste trei tipuri de date, Rizzuto și colab. (2011) au atribuit Mimosa asociației cu o probabilitate de 73% [17] .

Pe baza măsurătorilor efectuate de Hipparcos satelitul , paralaxa Mimosa a fost calculat ca 11.17 ± 0,98 milliarcoseconds [3] , care plasează la o distanță de 291 ± 26 ani lumină de Pământ. Această distanță este compatibilă cu apartenența la subgrupul inferior Centaurus-Cross.

Caracteristici fizice

Deși, la fel ca multe stele din emisfera sudică, nu a fost încă studiată intens, caracteristicile fizice ale Mimosa sunt în general cunoscute. Steaua a fost recunoscută ca având o viteză radială variabilă încă de la începutul secolului al XX-lea [18] și ca o binare spectroscopică de Heintz (1957) [19] , care deduce o perioadă orbitală de 7-8 ani. Aerts și colab. (1998), pe baza observațiilor spectroscopice efectuate pe parcursul a 13 ani, oferă o estimare mai bună a parametrilor orbitali ai binarului [1] . Ei deduc o perioadă orbitală de 1828,0 ± 2,5 zile (puțin peste 5 ani), o excentricitate orbitală de 0,38 ± 0,09, o înclinație orbitală de 16 ° și un argument de periheliu de 293 ± 9 °. Axa semi-majoră a orbitei este de 8,7 UA (aproximativ 1,3 miliarde de km), în timp ce excentricitatea ridicată aduce cele două componente să se apropie de 5,4 UA (aproximativ 850 de milioane de km) în periastro și să se îndepărteze până la 12 UA (1,8 miliarde de km) la ' afastro .

Principalul

Mimosa iese în evidență pe fundalul Căii Lactee .

Studiul principalului a fost facilitat de faptul că a fost posibil să se măsoare diametrul unghiular al stelei folosind tehnici interferometrice . Folosind interferometrul de intensitate stelară Narrabri , situat în Narrabri, New South Wales , Hanbury Brown și colab. (1974) au obținut o valoare de 0,722 ± 0,023 mase [4] . La distanța calculată de Hipparcos, aceasta corespunde unei raze de 6,92 R ⊙ [20] . Alte informații utile pentru studiul primarului derivă din parametrii orbitali ai acestuia și din diferența de luminozitate cu cea secundară, care s-a dovedit a fi magnitudini 2,9 la 443 nm [4] . Aceasta înseamnă că secundarul emite 8,5% din ceea ce emite primarul la această lungime de undă . În cele din urmă, Aerts și colab. (1998) [1] calculați o greutate de suprafață de 3,6 ± 0,1 log g ; această ultimă dată este importantă deoarece, împreună cu măsurarea razei, permite deducerea, independent de urmele evolutive sau de parametrii orbitali, a masei stelei, astfel încât să confirme bunătatea măsurătorilor celuilalt stelar parametrii.

Cel mai bun candidat pentru a îndeplini toate aceste cerințe este o stea gigantică din clasa spectrală B0.5III, cu o masă de 16 M ⊙ , o temperatură de suprafață de 27.000 ± 1000 K și o luminozitate de 34.000 L ⊙ [1] . Folosind acești parametri și folosind urmele evolutive ale lui Bertelli și colab. (1994) [21] , se deduce o vârstă de 8-10 milioane de ani [6] . Acest lucru sugerează că, deși deja a ieșit din secvența principală , steaua a avut-o abia recent [6] . Viteza de rotație proiectată a stelei ( v × sin i ) a fost estimată la 35 km / s [22] . Deoarece binarele cu o axă majoră mai mică de 10 UA au axe de rotație care tind să fie perpendiculare pe planul lor orbital , se poate presupune că i este între 15 ° și 20 °; aceasta implică faptul că viteza de rotație este de aproximativ 120 km / s. Având în vedere raza stelei, se poate deduce o perioadă de rotație de aproximativ 3,6 zile.

Proprietățile vântului stelar al celui principal nu sunt încă bine cunoscute, dar pe baza modelelor teoretice este posibil să se prevadă o pierdere de masă de 10 −8 M ☉ pe an și o viteză de 2000 km / s [6] . Aceasta este de aproximativ o jumătate de milion de ori mai mare decât pierde soarele în fiecare an din cauza vântului solar . Vântul stelar al stelei a fost studiat în banda de raze X de către telescopul spațial Chandra . Acest lucru a făcut posibilă identificarea a două componente de temperatură înaltă în vânt, una, mai puternică, la 2,5 milioane K, cealaltă, mai slabă, la 6,5 ​​milioane K, dar nu există alte semne tipice de șoc la care vânturile foarte rapide ale stelelor de se supun clasei spectrale O și ale primelor subclase ale clasei B. Mai mult, emisia de raze X prezintă o variabilitate puțin accentuată. Acest lucru ar sugera viteze mai mici decât cele prezise de modelele teoretice [6] .

Principalul Mimosa a fost recunoscut ca o variabilă β Cephei din 1938 [23] . Variabilele β Cephei sunt stele din clasa spectrală B0-B2 III-V, având o masă cuprinsă între 10 și 20 M ☉ , care își variază luminozitatea cu câteva sutimi de magnitudine în perioade cuprinse între 0,1 și 0,3 zile. Variațiile se datorează pulsațiilor suprafeței stelei [24] . Din 1938, s-au făcut diverse încercări pentru a determina perioada de variație a principalului din Mimosa cu rezultate inițial foarte discordante: Pagel (1956) sugerează o perioadă de 0.16047 zile [25] , van Hoof (1962) o perioadă de 0.236507 zile [ 26] și Shobbrook (1979) o perioadă de 0,19120 zile [27] ; Cuypers (1983) repetă perioada Shobbrook corectând-o în 0,1911846 zile [28] . Aerts și colab. (1998) [1] , cel mai modern studiu publicat până acum asupra variațiilor vitezei radiale ale Mimosa, identifică trei perioade de variație care se suprapun una pe alta: prima, apropiată de cea deja identificată de Shobbrook și Cuypers, este de 0,191184600 zile (corespunzând la 5,2305468 cicluri pe zi); al doilea este de 0,166722 zile și al treilea este de 0,182743 zile. Variațiile se datorează pulsațiilor neradiale [29] ale stelei având moduri complexe. Probabil că acest profil de variație complicat depinde și de interacțiunile principalului cu cel secundar [1] . Observațiile fotometrice efectuate cu telescopul spațial WIRE în 2002 au confirmat observațiile spectroscopice ale lui Aerts și colab. (1998): Mimosa prezintă de fapt variații de luminozitate care coincid cu cele trei perioade identificate de acești cercetători în viteza radială a stelei [30] . Amplitudinea variațiilor este foarte mică: 3 milimagnitudini pentru prima perioadă, 2,7 pentru a doua și 0,6 pentru a treia [30] .

Secundarul

Constelația Crucii de Sud . Mimosa este steaua din stânga, în timp ce Acrux este cea mai joasă. Între cele două observăm Nebuloasa Sacului Cărbunelui .

Caracteristicile secundarului Mimosa sunt mult mai puțin cunoscute decât cele ale primarului. Este probabil o stea albastră de secvență principală din clasa spectrală B2V, cu o temperatură a suprafeței cuprinsă între 22.000 și 23.000 K și o masă de 10 M ☉ [1] . Deoarece emite 8,5% din radiația primară, luminozitatea sa ar trebui să fie în jur de 2850 L ☉ .

A treia componentă

Observând Mimosa cu telescopul spațial Chandra, Cohen și colab. (2008) [6] a descoperit o a treia componentă a sistemului situată la 4 secunde de arc de cea principală. Deși nu este detectabilă la alte lungimi de undă , această componentă este foarte strălucitoare sub razele X, unde emite aproximativ o treime din ceea ce este emis de cea principală. Mai mult, analiza spectrală a relevat că sursa acestor raze X are componente cu temperaturi cuprinse între 6,2 și 24 de milioane de K, mult mai mari decât cele atinse de vântul stelar al celui principal. În cele din urmă, această sursă de raze X este variabilă, mult mai mult decât cea principală la această lungime de undă.

Cohen și colab. (2008) fac ipoteza că sursa de raze X este identificabilă cu o stea de secvență pre-principală cu masă mică, probabil din clasa spectrală K. Dacă această ipoteză este corectă, este cu 12 magnitudini mai puțin strălucitoare decât cea principală, ceea ce ar explica imposibilitatea să-l observ în banda vizibilului, deoarece este complet dominat de puternicul său tovarăș. A treia componentă este la distanță de 430 UA (aproximativ 65 miliarde km) de perechea centrală a sistemului, în jurul căreia orbitează cu o perioadă de cel puțin 1000 de ani [6] .

Catalogul Washington Double Star raportează existența altor doi însoțitori optici ai Mimosa, numiți β Crucis B și β Crucis C și care au fost localizați în 2000 la 42 și 372 secunde de arc de la cel principal. Au magnitudini 11.40 și respectiv 7.17 [31] . Cu siguranță, totuși, acestea nu sunt legate fizic de cele trei componente descrise mai sus [32] .

Etimologie și cultură

Originea numelui Mimosa nu este pe deplin clară. Probabil derivă din cea a florii omonime [9] . Alternativ, ar putea deriva din latinescul mimus , care înseamnă „actor” [10] . În schimb, numele Becrux nu este altceva decât contracția termenilor (Be) ta Crux (-is), precum și pentru Acrux , Gacrux și Decrux [10] .

În chineză , asterismul format din β Crucis, α Crucis, γ Crucis și δ Crucis se numește十字架(Shí Zì Jià), care înseamnă Cruce [33] . Acest nume a fost inventat de astronomii chinezi la sfârșitul dinastiei Ming , pe baza hărților astronomice occidentale. În consecință, ei au numit β Crucis十字架 三(Shí Zì Jià sān), care înseamnă a treia stea a Crucii [34] .

Mimosa este reprezentată în steagul Australiei , în cel al Noii Zeelande și în cel al Papua Noua Guinee , împreună cu celelalte patru stele strălucitoare ale Crucii de Sud; se găsește și în steagul Braziliei , reprezentat alături de alte 26 de stele, fiecare dintre ele reprezentând un stat confederat . Beta Crucis reprezintă în special statul Rio de Janeiro [35] .

Notă

  1. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t u v w x C. Aerts și colab. ,Dovezi pentru binaritate și multiperiodicitate în steaua beta Cephei beta Crucis , în Astronomie și astrofizică , vol. 329, 1998, pp. 137-146. Adus la 22 septembrie 2012 .
  2. ^ Din paralaxă.
  3. ^ a b c d e f g h i j k Beta Crucis , pe SIMBAD , Centre de données astronomiques de Strasbourg . Adus la 13 septembrie 2012 .
  4. ^ a b c R. Hanbury Brown, J. Davis, LR Allen, The angular diameters of 32 stars , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 167, 1974, pp. 121-136. Adus la 22 septembrie 2012 .
  5. ^ J. Kilian, Abundențe chimice în stelele timpurii de tip B. 5: Abundențe de metale și comparație LTE / NLTE , în Astronomie și astrofizică , vol. 282, nr. 3, 1994, pp. 867-873. Adus pe 24 septembrie 2012 .
  6. ^ a b c d e f g DH Cohen și colab. , Spectroscopia Chandra a stelei fierbinți βCrucis și descoperirea unui însoțitor pre-principal al secvenței , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 386, nr. 4, 2008, pp. 1855-1871, DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2008.13176.x . Adus la 23 septembrie 2012 .
  7. ^ Din magnitudine aparentă și distanță.
  8. ^ Compilație Hipparcos extinsă (XHIP) (Anderson +, 2012) , pe vizier.u-strasbg.fr . Adus la 30 septembrie 2012 .
  9. ^ a b Mimosa , pe Stars , Universitatea din Illinois. Adus la 30 septembrie 2012 .
  10. ^ a b c F. Schaaf, The Brightest Stars: Discovering the Universe through the Sky's Most Brilliant Stars , John Wiley & Sons, Incorporated, 2008, pp. 238 -240, ISBN 978-0-471-70410-2 .
  11. ^ O declinație de 59 ° S este egală cu o distanță unghiulară față de polul sudic ceresc de 31 °; ceea ce echivalează cu a spune că la sud de 31 ° S obiectul este circumpolar, în timp ce la nord de 31 ° N obiectul nu se ridică niciodată.
  12. ^ a b c d T. Preibisch, E. Mamajek, Asociația OB cea mai apropiată: Scorpius-Centaurus (Sco OB2) , în Handbook of Star Forming Regions, Volumul II: The Southern Sky , vol. 5, 2008, p. 235. Adus la 15 septembrie 2012 .
  13. ^ T. Preibisch și colab., Explorarea populației stelare complete a asociației OB Scorpius superior , în Astronomical Journal , vol. 124, 2002, pp. 404-416, DOI : 10.1086 / 341174 . Adus la 15 septembrie 2012 .
  14. ^ a b EE Mamajek, MR Meyer, J. Liebert, Stele Post-T Tauri în cea mai apropiată asociație OB , în Astronomical Journal , vol. 124, 2002, pp. 1670-1694, DOI : 10.1086 / 341952 . Adus la 15 septembrie 2012 .
  15. ^ PT de Zeeuw și colab., A Hipparcos Census of Near OB Associations , în Astronomical Journal , vol. 117, 1999, pp. 354-399, DOI : 10.1086 / 300682 . Adus la 15 septembrie 2012 .
  16. ^ R. Hoogerwerf, membri ai asociației OB din cataloagele ACT și TRC , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 313, nr. 1, 2000, pp. 43-65, DOI : 10.1046 / j.1365-8711.2000.03192.x . Adus la 15 septembrie 2012 .
  17. ^ AC Rizzuto, MJ Ireland, JG Robertson, Multidimensional Bayesian analysis analysis of the Sco OB2 moving group , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 416, nr. 4, 2011, pp. 3108-3117, DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2011.19256.x . Adus la 23 septembrie 2012 .
  18. ^ WH Wright, Șase stele sudice având viteze radiale variabile , în Buletinul Observatorului Lick , vol. 5, 1909, pp. 176-177. Adus pe 21 septembrie 2012 .
  19. ^ WD Heintz, Variația vitezei radiale a beta Crucis , în Observator , vol. 77, 1957, p. 200. Adus 22 septembrie 2012 .
  20. ^ Având în vedere raza unghiulară a unei stele și distanța sa D, atunci raza sa este dată de ecuația: .
  21. ^ G. Bertelli și colab. , Isocronele teoretice de la modele cu opacități radiative noi , în Astronomy and Astrophysics Suppl. , vol. 106, 1994, pp. 275-302. Adus la 23 septembrie 2012 .
  22. ^ Akira Uesugi, Ichiro, Fukuda, Catalog of stellar rotational velocities , ed. A doua, Kyoto, Universitatea din Kyoto, Departamentul de astronomie, 1982. Accesat la 24 septembrie 2012 .
  23. ^ A. van Hoof, H. Haffner, Kurze Mitteilung. Notă privind perioada Beta Crucis. Cu 1 cifră în text , în Zeitschrift für Astrophysik , vol. 47, 1959, pp. 198-204. Adus la 26 septembrie 2012 .
  24. ^ Sara J. Beck, Stelele Beta Cephei și rudele lor , la aavso.org , American Association of Variable Stars Obeservers (AAVSO). Adus la 26 septembrie 2012 .
  25. ^ BE Pagel, Rezultatele unei căutări a variabilelor β Cephei luminoase în cerul sudic , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 116, 1956, pp. 10-24. Adus pe 27 septembrie 2012 .
  26. ^ A. van Hoof, Perioade multiple în Beta Crucis , în Zeitschrift für Astrophysik , vol. 57, 1962, pp. 244-254. Adus pe 27 septembrie 2012 .
  27. ^ RR Shobbrook, Observații fotometrice ale unei noi și trei stele beta CMa cunoscute , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 189, 1979, pp. 571-582. Adus pe 27 septembrie 2012 .
  28. ^ J. Cuypers, Analiza perioadei de minimizare a dispersiei de fază a stelei Beta Cephei Beta Crucis , în Astronomy and Astrophysics , vol. 127, nr. 1, 1983, pp. 186-194. Adus pe 27 septembrie 2012 .
  29. ^ O pulsație nu este radială atunci când nu păstrează forma sferică a stelei, ci atunci când unele părți ale suprafeței stelei se deplasează spre interior și alte părți spre exterior; cf. Pulsarea neradială , pe univie.ac.at . Adus pe 27 septembrie 2012 .
  30. ^ a b J. Cuypers și colab. ,Multiperiodicitate în variațiile luminoase ale stelei beta Cephei beta Crucis , în Astronomy and Astrophysics , vol. 392, 2002, pp. 599-603, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20020955 . Adus pe 29 septembrie 2012 .
  31. ^ BD Mason și colab. , Observatorul Naval SUA din 2001, Double-Star CD-ROM. I. The Washington Double Star Catalog , în The Astronomical Journal , vol. 122, nr. 6, 2001, pp. 3466-3471, DOI : 10.1086 / 323920 . Adus la 30 septembrie 2012 .
  32. ^ KP Lindroos, Un studiu al stelelor duble vizuale cu primare de tip timpuriu. IV Date astrofizice , în Seria suplimentului de astronomie și astrofizică , vol. 60, 1985, pp. 183-211. Adus la 30 septembrie 2012 .
  33. ^ ( ZH ) 陳久 金, 中國 星座 神話, 台灣 書房 出版 有限公司, 2005, ISBN 978-986-7332-25-7 .
  34. ^ ( ZH ) 香港 太空 館 - 研究 資源 - 亮 星 中 英 對照 表, pe lcsd.gov.hk , Muzeul Spațial din Hong Kong. Adus la 30 septembrie 2012 (arhivat din original la 3 septembrie 2010) .
  35. ^ Astronomia steagului brazilian , pe flagspot.net , site-ul web FOTW Flags of the World. Adus la 1 februarie 2013 .

Elemente conexe

Alte proiecte

linkuri externe

  • Beta Crucis , pe simbad.u-strasbg.fr , SIMBAD. Accesat la 2 octombrie 2012 .
  • Jim Kaler, Mimosa , pe stars.astro.illinois.edu . Accesat la 2 octombrie 2012 .
Stele Portal stelar : Accesați intrările Wikipedia care se ocupă de stele și constelații
Adus de la „ https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Mimosa_(astronomia)&oldid=121928904 ”