Acesta este un articol prezentat. Faceți clic aici pentru informații mai detaliate

Nașterea Domnului (astronomie)

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Creşă
Deschideți clusterul
M44.jpg
Clusterul de pătuț (preluat din software-ul Perseus)
Descoperire
Descoperitor Deja menționat de
Arat de Soli în 260 î.Hr.
Date observaționale
( epoca J2000.0 )
Constelaţie Cancer
Ascensiunea dreaptă 08 h 40 m : [1]
Declinaţie 19 ° 41 ': [1]
Distanţă 593 [2] al
(182 [2] buc )
Magnitudine aparentă (V) 3.1 [3]
Dimensiunea aparentă (V) 95 ' [1]
Viteza radială 33,57 [6] km / s
Caracteristici fizice
Tip Deschideți clusterul
Clasă I3m [1]
Masa 600 [4] M ⊙
Dimensiuni 22,8 al
Vârsta estimată 578 de milioane de ani [5]
Caracteristici relevante -
Alte denumiri
Cluster de stup
NGC 2632; M 44; Cr 189; Mel 88; OCl 507.0 [6]
Hartă de localizare
Creşă
Cancer IAU.svg
Categoria de clustere deschise

Coordonate : Carta celeste 08 h 40 m 00 s , + 19 ° 41 ′ 00 ″

Clusterul Nașterii Domnului ( latină præsepe , iesle) - cunoscut și sub denumirea de Cluster de stup sau cu abrevierile din catalog M 44 sau NGC 2632 - este un cluster deschis strălucitor vizibil în constelația Racului . Este una dintre cele mai apropiate de sistemul solar și conține o populație bogată de stele, mai mare decât cele ale altor grupuri deschise din apropiere. Pe un cer senin, grupul apare cu ochiul liber ca un obiect nebulos; definit de Ptolemeu „masa nebuloasă din sânul Racului”, a fost primul obiect pe care Galileo l-a observat cu telescopul său. [7]

Cele mai strălucitoare componente ale sale sunt de magnitudinea 6 și 7 și sunt perfect vizibile cu binoclul chiar și din centrele urbane. Vârsta și mișcarea adecvată sunt comparabile cu cele din Hyades , sugerând că ambele grupuri au o origine comună;[8] [9] [10] atât scena Nașterii Domnului, cât și Hiadele conțin, de asemenea, giganți roșii și pitici albi , care reprezintă ultimele etape ale evoluției stelare , plus un număr mare de stele secvențiale principale din clasa A , F , G , K și M.

Estimările privind distanța sa furnizează cifre cuprinse între 160 și 187 parsec (550-610 ani lumină), [11] [12] [13], în timp ce există un acord mai mare cu privire la vârstă, estimat la 580 milioane de ani. [4] [9] [12]

Observare

Card pentru identificarea scenei Nașterii Domnului, în centrul constelației Racului.

Scena Nașterii Domnului este unul dintre cele mai ușor de observat obiecte: poate fi identificată chiar cu ochiul liber , pe un cer discret; pentru a o găsi, se face deseori referire la două stele foarte strălucitoare, Regulus și Pollux : scena Nașterii Domnului este situată cam la jumătatea distanței dintre cele două stele. În latitudini boreale este prezent pe cerul de seară de la sfârșitul lunii decembrie până la sfârșitul lunii iunie și este foarte înalt pe cer; din emisfera sudică este mai puțin evident, dar ușurința identificării și observării rămâne neschimbată. [14] [15]

Cu ochiul liber se poate distinge ca o pată limpede cu aspect cețos sau granular; sub cer absolut perfect și cu ajutorul unei vederi excelente, uneori este posibil să se identifice stele de 2-3 minute, dar pe un fundal care este întotdeauna nebulos și nedefinit. Un binoclu simplu este deja suficient atât pentru a rezolva complet clusterul, cât și pentru a se asigura că nu există nici o urmă de nebulozitate reală între componentele stelare ale obiectului; printr-un 10x50 putem distinge câteva zeci de stele de culoare alb-gălbuie până la a noua magnitudine, împrăștiate pe mai mult de un grad în diametru. Cu un telescop de 150 mm și măriri reduse, este încă posibil să aveți o imagine de ansamblu, în timp ce la măriri mai mari, datorită extinderii clusterului, observarea este mai puțin satisfăcătoare. [16]

Magnitudinea vizuală integrată a Nașterii Domnului este egală cu 3,1 și există zece componente mai strălucitoare decât magnitudinea a șaptea; printre aceste standuri se află Cancri , uneori indicat cu același nume propriu al clusterului. Până la magnitudinea 14 există aproape o mie de stele.

Ocultații

Reprezentarea conjuncției dintre Marte și Saturn în direcția clusterului Praesepe, care a avut loc la 15 iunie 2006; Marte este planeta roșie din centrul clusterului, Saturn corpul galben strălucitor din stânga.

Datorită poziției grupului Crib la doar 1,5 ° de ecliptică , [14] tranzitele și ocultările de către corpurile sistemului nostru solar sunt foarte frecvente.

Se întâmplă frecvent ca Luna să tranziteze în fața acestui grup, ascunzându-l aproape complet; este un spectacol urmat în special de astronomii amatori , chiar și cu instrumente de observare reduse, cum ar fi binoclurile simple sau un telescop mic (instrumentele prea puternice nu permit, așa cum s-a văzut deja, să aibă o vedere de ansamblu). Deși, de fapt, evenimentul este ușor vizibil chiar și cu ochiul liber, cu condiția de a avea un cer întunecat și clar, utilizarea acestor instrumente vă permite să apreciați pe deplin și cu exactitate ascunderea stelelor individuale din cluster. Aceste ocultări sunt folosite și de astronomii profesioniști pentru a studia stelele duble ale clusterului. [17]

Adesea chiar și planetele se apropie aparent de stelele grupului, trecând uneori prin ele; acest lucru se întâmplă mai ușor cu planetele cele mai apropiate de noi, precum Mercur , Venus și Marte . Datorită acestor întâlniri periodice, vizibile în medie de 2-3 ori pe an, pe cer pot fi observate figuri neobișnuite sau culori vag contrastante. [18] Una dintre cele mai spectaculoase întâlniri a avut loc pe 15 iunie 2006, când Marte și Saturn s-au trezit împreună în direcția pătuțului; Saturn era aproape exact în planul eclipticii, în timp ce Marte traversa grupul trecând chiar în fața centrului său, trecând la 45 " de steaua 38 Cancri și continuând între stelele HD 73710 și HD 73785. [19] [20]

Curs de observare

Precesiunea și deplasarea polului nordic ceresc de-a lungul mileniilor; steaua strălucitoare din partea de jos este Vega .

Datorită fenomenului cunoscut sub numele de precesiune a echinocțiilor , coordonatele cerești ale stelelor și ale constelațiilor pot varia semnificativ, în funcție de distanța lor față de polii nord și sud ai eclipticii . [21] [22]

Deoarece scena Nașterii Domnului este situată la numai 1,5 ° nord de ecliptică, vizibilitatea sa în cele două emisfere coincide aproape exact cu înălțimea Soarelui pe cer în funcție de diferitele anotimpuri: când Nașterea Domnului este la 6 ore de linie dreaptă de ascensiune , este, în punctul cel mai nordic la care poate ajunge, este la o declinație de 25 ° N, [23] prin urmare foarte asemănătoare cu cea de 23,5 ° N asumată de Soare în ziua solstițiului de vară boreal, în jurul valorii de 21 iunie. Acum aproximativ 2500 de ani, scena Nașterii Domnului era situată la aceste coordonate.

Când, în aproximativ 9000 de ani, scena Nașterii Domnului se află la 18 ore de ascensiune dreaptă, [20] va ajunge în cel mai sudic punct, paralel cu secțiunea ecliptică care „trece” aproape de ea: cu acea ocazie, declinul său va fi egal cu 22 ° S, [24] similar cu cel asumat de Soare la solstițiul de iarnă , 21-22 decembrie; acest lucru va avea ca rezultat o vizibilitate mai mare și, în consecință, o înălțime mai mare deasupra orizontului din emisfera sudică a Pământului, spre deosebire de ceea ce se întâmplă în epoca noastră.

În prezent, după ce a trecut 6h de ascensiune dreaptă, scena Nașterii Domnului tinde să ia o declinare din ce în ce mai sudică în timp. [25] Dacă acum aproximativ 2500 de ani Soarele a tranzitat la 1,5 ° de la Nașterea Domnului pe 21 iunie, în prima jumătate a secolului 21 această tranziție are loc între 29 și 30 iulie; în aproximativ 3700 de ani tranzitul va avea loc în schimb, coincizând cu echinocțiul de toamnă . [20]

Istorie

Stelele centrale ale Nașterii Domnului, care sunt, de asemenea, cele mai masive din grup.

Clusterul este cunoscut încă din cele mai vechi timpuri, fiind unul dintre obiectele „nebuloase” cel mai ușor vizibile cu ochiul liber; pătuțul este deja menționat de Arato di Soli în 260 î.Hr. , în poemul său „Fenomene” , inspirat probabil din lucrarea astronomului Eudossus din Cnidus . Aici îl descrie ca pe un „mic nor” și ne dă credința străveche că atunci când, într-un cer aparent fără nori, „Praesepe” nu era vizibil, acesta era un semn al unei ploi iminente. [7]

Grecii și romanii au imaginat Nașterea Domnului ca pe o „iesle” ( præsepe , în latină , înseamnă tocmai ieslea ) din care au mâncat doi măgari, reprezentați de stelele Asellus Borealis (γ Cancri) și Asellus Australis (δ Cancri); măgarii erau cei pe care Dionis și Silenus călăreau în lupta împotriva titanilor . [26]

În 1609 Galileo a observat acest obiect pentru prima dată cu un instrument optic (un telescop ) și a reușit astfel să-l rezolve în aproximativ 40 de stele. Charles Messier l-a adăugat în 1769 la celebrul său catalog , sub numărul 44, după ce a stabilit coordonatele sale exacte. Inserarea acestui obiect, precum și Pleiadele și Nebuloasa Orion , este un fapt destul de curios, dat fiind că restul obiectelor lui Messier sunt mult mai puțin luminoase; Scopul lui Messier era efectiv să catalogheze obiecte care ar putea fi confundate cu comete , pe care aceste obiecte luminoase nu le permit. O explicație poate fi că Messier a dorit să compileze un catalog mai mare decât cel compilat în 1755 de Nicolas Louis de Lacaille , care în schimb număra 42 de obiecte. [27]

Astronomul și marinarul Smyth , în 1831 , oferă o descriere completă: descrie diferite metode de detectare și oferă câteva detalii despre cele mai strălucitoare stele, cum ar fi ε Cancri. În același an, Nașterea Domnului a fost observată de John Herschel , care a catalogat-o cu inițialele h517; în 1864 l-a inserat în Catalogul său general atribuindu-i numărul 1681 și numindu-l Praesepe Cancri . În cele din urmă, John Dreyer a introdus-o sub numărul 2632 în binecunoscutul său nou catalog general (NGC). [7]

Morfologie și compoziție

Cometa C / 2001 Q4 tranzitează în direcția Nașterii Domnului; pe lângă comete, planetele și Luna par, de asemenea, să treacă prin acest grup, datorită poziției sale foarte aproape de ecliptică.

În ansamblu, grupul scenei Nașterii Domnului conține cel puțin o mie de stele legate gravitațional, pentru o masă totală de aproximativ 500-600 de mase solare . [4] [12] Un studiu din 1999 a identificat 1010 stele ca fiind aproape anumiți membri, dintre care 68% sunt pitici roșii din clasa M, 30% sunt stele asemănătoare Soarelui , cu clasele F, G și K și aproximativ 2% sunt clasa A stele strălucitoare . [12] Există, de asemenea, cinci stele gigantice , dintre care patru sunt din clasa K0 III și una din clasa G0 III .[8] [12] [28]

Din punct de vedere vizual, cea mai strălucitoare stea din Nașterea Domnului este ε Cancri , o stea albă din clasa A5V și o magnitudine aparentă de 6,29 [29] situată pe vârful sud-vestic al unui patrulater de stele cu magnitudinea a șasea care constituie centrul grupului; până la magnitudinea 7,0 există 10 componente, în timp ce stabiliți magnitudinea limită la 8,0 ajungeți la 22 de componente. [20]

Raza centrală a clusterului este estimată la 3,5 parsec (11,4 ani lumină), în timp ce raza jumătății de masă este de aproximativ 3,9 parsec (12,7 ani lumină); raza mareelor ​​este de 12 parsec (39 de ani lumină). [4] [12] Cu toate acestea, această rază include și unele stele care nu sunt legate gravitațional de cluster, care sunt aproape una de alta, deoarece orbitele lor de-a lungul Căii Lactee se intersectează. În cele din urmă, miezul central luminos al clusterului are un diametru de aproximativ 7 parsec (22,8 ani lumină). [4] La fel ca multe grupuri de stele de diferite tipuri, scena Nașterii Domnului prezintă efecte evidente ale fenomenului cunoscut sub numele de segregare de masă ; [4] [12] [30] cele mai strălucitoare și mai masive stele tind să se concentreze în zonele centrale ale clusterului, în timp ce cele mai mici și mai puțin luminoase sunt distribuite în jur, în halou (uneori numită „coroană”).

În Nașterea Domnului există un număr mare de stele variabile : de fapt, există aproximativ o sută dintre ele; multe dintre acestea sunt variabile uti Scuti din clasa spectrală A, care tocmai au părăsit faza stabilă a secvenței principale pentru a evolua spre faza gigantică . Dintre acestea, se remarcă BU Cancri (HD 73756), clasa A7V, care are o perioadă medie de 0,07 zile și pulsații neradiale, care provoacă oscilații evidente ale perioadei sale datorită dispunerii complexe a nodurilor și antinodelor undelor sale. . [31] Steaua TX Cancri este în schimb o variabilă eclipsantă cu o perioadă de doar 0,38 zile și o luminozitate care oscilează între magnitudinile 10,0 și 10,4. [32] [33]

Clusterul Presepe este unul dintre foarte puținele locuri pe o rază de câteva sute de parseci pentru a avea o populație decentă de pitici albi ; primele au fost identificate în anii 1960 [34] și unsprezece sunt cunoscute în anii 2000 , reprezentând ultima fază a celor care au fost odată cele mai masive stele din cluster, inițial stele spectrale din clasa B. [9] O analiză spectroscopică precisă a acestor stele a arătat unele dintre caracteristicile lor particulare; printre aceste componente se remarcă prin particularitatea sa WD0836 + 197, care ar fi putut proveni din prăbușirea unei stele rătăcitoare albastre , adică o stea formată prin fuziunea a două stele distincte anterior. O altă componentă cu caracteristici deosebite este WD0837 + 185, care ar putea fi un sistem dublu derivat din prăbușirea a două stele pe orbită între ele. [35]

Spre deosebire de piticii albi , piticii bruni par a fi extrem de rare în scena Nașterii Domnului, [36] probabil pentru că au fost expulzați de forțele mareelor ​​din halou. [12]

Distanţă

Stele principale [37]
A5
6.29
K0
6.39
K0
6.42
A1
6,61
F0
6,65
A9
6,76
A6
6,77
K0
6,82
A9
6,83

Datorită proximității sale și a latitudinii sale galactice ridicate, egală cu aproximativ 32 °, Clusterul Nașterii Domnului poate fi observat și studiat fără obstacolul cauzat de suprapunerea unor bănci de praf interstelare deosebit de dense care necesită o recalibrare a măsurătorilor obținute.

Primele estimări ale distanței scenei Nașterii Domnului au fost făcute pe baza primelor măsurători disponibile ale paralelei ; un studiu privind măsurătorile parametrilor fizici ai clusterului a apărut în 1927 și a furnizat o distanță de 137 parsec (450 ani lumină), determinată pe o măsurare de paralaxă de 0,0073 secunde de arc . [38] Estimările ulterioare s-au bazat în principal pe fotometrie , prin care s-ar putea obține un modul de distanță relativ precis. Odată cu precizia crescândă a tehnicilor de măsurare a paralaxei, a fost posibilă exploatarea profitabilă a acestui sistem pentru a furniza date din ce în ce mai precise; cu ambele metode, a fost obținută o valoare a distanței pentru scena Nașterii Domnului, care era în jur de 192 parsec (626 ani lumină). [39]

Odată cu lansarea Hipparcos satelit , calitatea și cantitatea de măsurători de paralaxă a crescut în mod dramatic. Datele despre stelele Nașterii Domnului, însă, rămân relativ rare, datorită poziției sale tocmai de-a lungul planului eclipticii; satelitul a măsurat în mod repetat unele stele a căror apartenență fizică la cluster este constatată și pe acestea s-au actualizat progresiv calculele pentru determinarea distanței. [40] Cele mai exacte estimări, obținute prin combinarea datelor Hipparcos și a diagramei HR , dau o distanță de aproximativ 182 parsec (593 ani lumină). [2]

Observații cu raze X și comparație cu Hyades

Din punct de vedere al caracteristicilor fizice, scena Nașterii Domnului este adesea comparată cu Hyades : această relație se datorează faptului că ambele grupuri au o origine comună și, în consecință, și o vârstă comparabilă.

Această imagine arată o comparație între cele două clustere deschise de la egal la egal între Hyades (sus) și Presepe (jos); cele două imagini sunt în aceeași scară.

Un studiu realizat de satelitul ROSAT pe raze X pe stelele Nașterii Domnului, a arătat însă o discrepanță considerabilă între proprietățile de raze X ale piticilor roșii din cele două grupuri, semn care ar putea fi interpretat ca o posibilă negare a vârsta comună a celor două obiecte; nivelul emisiilor coronale ale stelelor asemănătoare Soarelui a arătat, de asemenea, că scena Nașterii Domnului era mai veche decât Hyades, deși diagrama HR a celor două grupuri a arătat că ambele obiecte aveau aceeași vârstă. [41] O soluție propusă pentru această discrepanță ar fi aceea conform căreia stelele Nașterii Domnului cu masă mică ar emite mai puține raze X decât cele din Hyades, datorită metalicității mai mici. [42]

Pentru a încerca să rezolve problema emisiilor anormale observate în scena Nașterii Domnului și, mai presus de toate, pentru a defini dacă unele stele de fapt nu membre reale ale clusterului nu au fost examinate în timpul studiului datelor ROSAT, a fost efectuat un studiu ulterior. pe baza vitezelor radiale derivate ale stelelor din clasa spectrală F, G, K și piticii roșii din clasa M, care au exclus efectiv un număr mare de stele nemembre; în plus, a fost măsurată emisia de Hα a eșantionului de pitici roșii, arătând că pentru aceste stele distribuția emisiilor de Hα din cromosferă nu diferă de cea măsurată pe hyade, spre deosebire de ceea ce este arătat de observațiile cu raze X. [43]

În 2003, a fost realizat un studiu folosind XMM-Newton , analizând emisiile a două sute de stele, dintre care 48 aparțin scenei Nașterii Domnului, incluzând toate stelele de tip solar și un procent bun din giganții roșii din clasa K și M; rezultatul acestui studiu pare să contrazică rezultatul celui precedent pe baza datelor ROSAT. Cu toate acestea, dacă luăm în considerare doar exemplul secundar al stelelor de la Nașterea Domnului, discrepanța dintre cele două observații este destul de redusă. De fapt, stelele de tip solar analizate de ambele studii arată o strălucire foarte similară a razelor X; în plus, luminozitatea medie derivată obținută cu ROSAT este comparabilă cu cea obținută cu XMM-Newton. De fapt, discrepanța totală între emisiile de raze X ale stelelor Hiadelor și cele ale Nașterii Domnului pare în mare parte datorată membrilor mai slabi ai scenei Nașterii Domnului plasate în afara câmpului vizual. [44] Unii autori au emis ipoteza că scena Nașterii Domnului este de fapt formată din două clustere deschise distincte care s-au unit între ele, indicând, de asemenea, că cele mai puternice surse de raze X aparțin aproape exclusiv grupului „principal”; pe baza acestui fapt, ei au sugerat că diferența de vârstă va fi observată mai presus de toate prin compararea stelelor din centrul grupului principal cu stelele grupului „secundar”, situate la aproximativ 3 parsecuri din primele. [45] Observațiile XMM-Newton acoperă de fapt doar o mică zonă a clusterului principal și probabil ar include cele mai strălucitoare (și, prin urmare, cele mai tinere) surse ale populației clusterului. [44]

Cu toate acestea, trebuie remarcat faptul că un studiu realizat în 2002 nu evidențiază nicio anomalie în mișcarea corectă a scenei Nașterii Domnului, nici în prezent și nici în istoria sa evolutivă, așa cum ar fi de așteptat dacă clusterul ar fi rezultatul unei fuziuni. a două aglomerări.de stele inițial distincte. [4] [44]

O altă diferență între scena Nașterii Domnului și Hyades se referă la funcția de masă a piticilor roșii cu masa cuprinsă între 0,6 și 0,05 M ⊙ ; vârful abundenței acestor stele în scena Nașterii Domnului este atins în jur de 0,1 M ⊙ , față de 0,35 M ⊙ înregistrat pentru Hyades. Presupunând o vârstă similară pentru cele două clustere, această discrepanță poate fi explicată prin faptul că au o funcție de masă inițială diferită sau cel mult prin faptul că interacțiunile cu mediul galactic înconjurător au modificat evoluția unuia dintre cele două. ; de fapt, fenomenele de dezintegrare a mareelor ​​care tind să afecteze grupurile de vârstă avansată par să fi influențat cele două grupuri într-un mod diferit, provocând astfel discrepanța observată. [46]

Alte indicii care mărturisesc unele diferențe între cele două clustere provin din analiza variabilelor lor de rotație . Presupunând o vârstă de 625 milioane de ani pentru Hyades, relația perioadă-culoare derivată pentru componentele celor două clustere a arătat că stelele Nașterii Domnului au o vârstă ușor mai mică, estimată la aproximativ 578 ± 12 milioane de ani; acest lucru ar însemna că formarea Nașterii a avut loc la aproximativ 45-50 de milioane de ani după cea a Hyadelor. Vârsta Nașterii Domnului ar fi astfel mult mai asemănătoare cu cea a grupului deschis al Coma , estimat de același sistem la aproximativ 584 ± 10 milioane de ani. [5]

Notă

  1. ^ a b c d Baza de date NGC / IC cu acces public , pe rezultatul pentru NGC 2362 . Adus la 29 ianuarie 2009 (arhivat din original la 28 mai 2009) .
  2. ^ a b c van Leeuwen, F., Parallaxes și mișcări adecvate pentru 20 de clustere deschise, pe baza noului catalog Hipparcos , în Astronomy and Astrophysics , vol. 497, nr. 1, aprilie 2009, pp. 209-242, DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 200811382 . Accesat la 11 august 2011 .
  3. ^ (IAAC) OBIECT: M44 (Beehive cluster) Arhivat 31 ianuarie 2012 la Internet Archive .
  4. ^ a b c d e f g Adams, Joseph D.; Stauffer, John R.; Skrutskie, Michael F.; Monet, David G.; Portegies Zwart, Simon F; Janes, Kenneth A.; Beichman, Charles A., Structura grupului de stele Praesepe , în Jurnalul Astronomic , vol. 124, nr. 3, septembrie 2002, pp. 1570-1584. Accesat la 11 august 2011 .
  5. ^ a b Delorme, P.; Collier Cameron, A.; Hebb, L; Rostron, J.; Lister, TA; Norton, AJ; Pollacco, D.; Vest, RG, rotație stelară în Hyades și Praesepe: girocronologie și scară de frânare , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 413, nr. 3, mai 2011, pp. 2218-2234, DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2011.18299.x . Accesat la 11 august 2011 .
  6. ^ a b Simbad Query Result , pe simbad.u-strasbg.fr . Adus pe 29 ianuarie 2009 .
  7. ^ a b c Messier 44: Observații și descrieri , la maa.clell.de . Adus la 30 ianuarie 2009 .
  8. ^ a b Klein-Wassink WJ., Mișcarea corectă și distanța clusterului Praesepe , în Publicații ale Laboratorului Astronomic Kapteyn Groningen , vol. 41, 1927, pp. 1-48. Adus la 24 ianuarie 2009 .
  9. ^ a b c Dobbie PD, Napiwotzki R, Burleigh MR și colab., New Praesepe white pitici și relația inițială masă-masă finală [ legătură întreruptă ] , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 369, 2006, pp. 383-389. Adus la 24 ianuarie 2009 .
  10. ^ Perryman M, Brown A, Lebreton Y, Gomez A, Turon C, Cayrel de Strobel G, Mermilliod J, Robichon N, Kovalevsky J, Crifo F., The Hyades: Distanță, structură, dinamică și vârstă , în Astronomie și astrofizică , vol. 331, 1998, pp. 81-120. Adus la 24 ianuarie 2009 .
  11. ^ Pinfield DJ, Dobbie PD, Jameson F, Steele IA, Jones HRA, Katsiyannis AC., Pitici maronii și stele cu masă mică în Pleiade și Praesepe: apartenență și binaritate [ legătură întreruptă ] , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 342, 2003, pp. 1241-1259. Adus la 24 ianuarie 2009 .
  12. ^ a b c d e f g h Kraus AL, Hillenbrand LA., Populațiile stelare din Praesepe și Coma Berenices ( PDF ), în Astronomical Journal , vol. 134, 2007, pp. 2340-2352. Adus la 24 ianuarie 2009 .
  13. ^ Ernst Paunzen, Jean-Claude Mermilliod, WEBDA , pe univie.ac.at . Adus la 24 ianuarie 2009 .
  14. ^ a b După cum se poate vedea din: Tirion, Rappaport, Lovi, Uranometria 2000.0 - Volumul I - emisfera nordică până la -6 ° , Richmond, Virginia, SUA, Willmann-Bell, inc., 1987, ISBN 0-943396-14 - X.
  15. ^ O declinație de 20 ° N este egală cu o distanță unghiulară de polul sudic ceresc de 70 °; ceea ce înseamnă că la nord de 70 ° N obiectul este circumpolar, în timp ce la sud de 70 ° S obiectul nu se ridică niciodată.
  16. ^ Federico Manzini, New Orion - Catalogul lui Messier , 2000.
  17. ^ Peterson, Deane M.; Baron, R.; Dunham, EW; Mink, D.; Aldering, G; Klavetter, J.; Morgan, R., Ocultațiile lunare ale lui Praesepe. II - Massachusetts , în Jurnalul Astronomic , vol. 98, decembrie 1989, pp. 2156-2158, DOI : 10.1086 / 115285 . Adus la 31 ianuarie 2009 .
  18. ^ Pierpaolo Ricci, Conjunctions planet-M44 presepe până la 2100 , pe pierpaoloricci.it . Adus la 31 ianuarie 2009 .
  19. ^ Saturn, Marte și grupul de stupi , în imaginea astronomică a zilei , 17 iunie 2006. Accesat la 11 august 2011 .
  20. ^ a b c d Calcule care pot fi efectuate cu orice program de simulare astronomică, cum ar fi Stellarium .
  21. ^ The Precession , la www-istp.gsfc.nasa.gov . Adus 30-04-2008 .
  22. ^ Curs teoretic de astronomie - Precesiunea , pe astroarte.it . Accesat la 2 mai 2008 (arhivat din original la 4 august 2008) .
  23. ^ 23,5 ° N + 1,5 ° direcția nord = 25 ° N.
  24. ^ 23,5 ° S + 1,5 ° direcția nord = 22 ° S.
  25. ^ Pentru a determina acest lucru, este suficient să se analizeze cele două coordonate furnizate de SIMBAD pentru echinocțiile de primăvară din 1950 și 2000 , ale căror coordonate sunt respectiv + 19 ° 52 'și + 19 ° 41'.
  26. ^ M44 , pe messier.seds.org , Studenți pentru explorarea și dezvoltarea spațiului, 6 februarie 2005.
  27. ^ Frommert, Hartmut, Messier Questions & Answers , seds.org , 1998. Accesat la 1 martie 2005 (arhivat din original la 11 iunie 2008) .
  28. ^ Abt HA, Willmarth DW., Binaries in the Praesepe and Coma stusters and their implications for binary evolution , în Astrophysical Journal , vol. 521, 1999, pp. 682-690. Adus la 30 ianuarie 2009 .
  29. ^ Simbad Query Result , pe simbad.u-strasbg.fr . Accesat la 11 august 2011 .
  30. ^ Portegies Zwart SF, McMillan SL, Hut P, ​​Makino J., Star cluster ecology IV. Disecția unui cluster stelar deschis: Fotometrie [ legătură întreruptă ] , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 321, 2001, pp. 199-226.
  31. ^ Breger, M.; Stich, J.; Garrido, R.; Martin, B.; Jiang, SY; Li, ZP; Hube, DP; Ostermann, W.; Paparo, M.; Scheck, M., Nonradial Pulsation of the Delta-Scuti Star Bu-Cancri in the Praesepe Cluster , in Astronomy and Astrophysics , vol. 271, n. 2, aprile 1993, p. 482. URL consultato l'11 agosto 2011 .
  32. ^ Ronald Stoyan et al., Atlas of the Messier Objects , Cambridge University Press, 2008, ISBN 978-0-511-42329-1 .
  33. ^ Zhang, XB; Deng, L.; Lu, P., TX Cnc as a Member of the Praesepe Open Cluster , in The Astronomical Journal , vol. 138, n. 2, agosto 2009, pp. 680-685, DOI : 10.1088/0004-6256/138/2/680 . URL consultato l'11 agosto 2011 .
  34. ^ Claver, CF; Liebert, James; Bergeron, P.; Koester, D., The Masses of White Dwarfs in the Praesepe Open Cluster , in The Astrophysical Journal , vol. 563, n. 2, dicembre 2001, pp. 987-998, DOI : 10.1086/323792 . URL consultato l'8 giugno 2009 .
  35. ^ Casewell, SL; Dobbie, PD; Napiwotzki, R.; Burleigh, MR; Barstow, MA; Jameson, RF, High-resolution optical spectroscopy of Praesepe white dwarfs , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 395, n. 4, giugno 2009, pp. 1795-1804, DOI : 10.1111/j.1365-2966.2009.14593.x . URL consultato l'11 agosto 2011 .
  36. ^ Gonzalez-Garcia BM, Zapatero Osorio MR, Bejar VJS, Bihain G, Barrado y Navascues D, Caballero JA, Morales-Calderon M., A search for substellar members in the Praesepe and Sigma Orionis clusters , in Astronomy & Astrophysics , vol. 460, 2006, pp. 799-810. URL consultato il 30 gennaio 2009 .
  37. ^ Johnson, Harold L., Praesepe: Magnitudes and Colors , in Astrophysical Journal , vol. 116, novembre 1952, p. 640, DOI : 10.1086/145654 . URL consultato l'11 agosto 2011 .
  38. ^ Klein Wassink, WJ, The proper motion and the distance of the Praesepe cluster , in Publications of the Kapteyn Astronomical Laboratory Groningen , vol. 41, 1927, pp. 1-48. URL consultato l'11 agosto 2011 .
  39. ^ Gatewood, George; de Jonge, Joost Kiewiet, Map-based trigonometric parallaxes of open clusters: The Praesepe , in Astrophysical Journal, Part 1 , vol. 428, n. 1, giugno 1994, pp. 166-169, DOI : 10.1086/174229 . URL consultato l'11 agosto 2011 .
  40. ^ Vedi An, Deokkeun; Terndrup, Donald M.; Pinsonneault, Marc H.; Paulson, Diane B.; Hanson, Robert B.; Stauffer, John R., The Distances to Open Clusters from Main-Sequence Fitting. III. Improved Accuracy with Empirically Calibrated Isochrones , in The Astrophysical Journal , vol. 655, n. 1, gennaio 2007, pp. 233-260, DOI : 10.1086/509653 . URL consultato l'11 agosto 2011 .
  41. ^ Randich, S.; Schmitt, JHMM, A ROSAT X-ray study of the Praesepe cluster. , in Astronomy and Astrophysics , vol. 298, giugno 1995, p. 115. URL consultato il 30 gennaio 2009 .
  42. ^ Randich-Schmitt , 131 .
  43. ^ David Barrado y Navascués, John R. Stauffer, Stellar Activity in Coeval Open Clusters: Praesepe and the Hyades , in The Astrophysical Journal , vol. 506, 10 ottobre 1998, pp. 347-359, DOI : 10.1086/306241 . URL consultato il 30 gennaio 2009 .
  44. ^ a b c Elena Franciosini, Sofia Randich, Roberto Pallavicini, Is Praesepe really different from the coeval Hyades cluster? The XMM-Newton view , in Astronomy & Astrophysics , vol. 405, 2003, pp. 551-562. URL consultato il 30 gennaio 2009 .
  45. ^ Holland, K.; Jameson, RF; Hodgkin, S.; Davies, MB; Pinfield, D., Praesepe - two merging clusters? , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 319, n. 3, dicembre 2000, pp. 956-962. URL consultato l'11 agosto 2011 .
  46. ^ Boudreault, S.; Bailer-Jones, CAL; Goldman, B.; Henning, T.; Caballero, JA, Brown dwarfs and very low mass stars in the Praesepe open cluster: a dynamically unevolved mass function? , in Astronomy and Astrophysics , vol. 510, febbraio 2010, pp. A27, DOI : 10.1051/0004-6361/200913011 . URL consultato l'11 agosto 2011 .

Bibliografia

Libri

  • ( EN ) Stephen James O'Meara, Deep Sky Companions: The Messier Objects , Cambridge University Press, 1998, ISBN 0-521-55332-6 .
  • ( EN ) CJ Lada, ND Kylafits, The Origin of Stars and Planetary Systems , Kluwer Academic Publishers, 1999, ISBN 0-7923-5909-7 .
  • A. De Blasi, Le stelle: nascita, evoluzione e morte , Bologna, CLUEB, 2002, ISBN 88-491-1832-5 .

Pubblicazioni scientifiche

Carte celesti

  • Toshimi Taki, Taki's 8.5 Magnitude Star Atlas , su geocities.jp , 2005. URL consultato il 7 novembre 2010 (archiviato dall' url originale il 5 novembre 2018) . - Atlante celeste liberamente scaricabile in formato PDF.
  • Tirion, Rappaport, Lovi, Uranometria 2000.0 - Volume I - The Northern Hemisphere to -6° , Richmond, Virginia, USA, Willmann-Bell, inc., 1987, ISBN 0-943396-14-X .
  • Tirion, Sinnott, Sky Atlas 2000.0 , 2ª ed., Cambridge, USA, Cambridge University Press, 1998, ISBN 0-933346-90-5 .
  • Tirion, The Cambridge Star Atlas 2000.0 , 3ª ed., Cambridge, USA, Cambridge University Press, 2001, ISBN 0-521-80084-6 .

Voci correlate

Argomenti generici

Argomenti affini

Altri progetti

Collegamenti esterni

Orion Nebula - Hubble 2006 mosaic 18000.jpg New General Catalogue : NGC 2630 • NGC 2631 • NGC 2632 • NGC 2633 • NGC 2634
Oggetti del profondo cielo Portale Oggetti del profondo cielo : accedi alle voci di Wikipedia che trattano di oggetti non stellari
Wikimedaglia
Questa è una voce in vetrina , identificata come una delle migliori voci prodotte dalla comunità .
È stata riconosciuta come tale il giorno 17 settembre 2011 — vai alla segnalazione .
Naturalmente sono ben accetti suggerimenti e modifiche che migliorino ulteriormente il lavoro svolto.

Segnalazioni · Criteri di ammissione · Voci in vetrina in altre lingue · Voci in vetrina in altre lingue senza equivalente su it.wiki

Estratto da " https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Presepe_(astronomia)&oldid=118651862 "