Hadar (astronomi)

Hadar
Paret med klare stjerner til venstre består av α Centauri og Hadar; i den sentrale delen av bildet kan du se konstellasjonen av Sørkorset og den nærliggende kullsekktåken .
KlassifiseringTrippelstjerne , spektroskopisk binær
SpektralklasseB1 III [1]
Avstand fra solen361 lysår [2]
KonstellasjonKentaur
Koordinater
(den gang J2000.0 )
Høyre oppstigning14 t  03 m  49,40535 s [1]
Deklinasjon−60 ° 22 ′ 22,9266 ″ [1]
Lat. galaktisk+ 1,2511 ° [1]
Lang. galaktisk311,7670 ° [1]
Fysiske data
MasseTIL: 12,02 ± 0,13  M ⊙ [2]
B: 10,58 ± 0,18  M ⊙
C: 4,6 M ⊙
Akselerasjon tyngdekraften på overflatenA: 3,5 ± 0,4
B: 3,5 ± 0,4 log g [3]
Overflatetemperatur
_		A: 25 000 ± 2 000
B: 25 000 ± 2 000 K [3] (gjennomsnitt)
LysstyrkeTIL: 3 500  L ⊙
B: 3 050 [N 1] L ⊙
Fargeindeks ( BV )−0,22 [1]
Estimert alder14,1 ± 0,6 millioner år [3]
Observasjonsdata
Magnitude app.0,60 [1]
Magnitude abs.−4,53 (kombinert) [4]
A: −4,03
B: −3,88 [2]
Parallaxe8,32 ± 0,50 mas [5]
Egen motorsykkelAR : −33,27 ± 0,50  mas / år
Des : −23,16 ± 0,41  mas / år [5]
Radiell hastighet+5,9 km/s [1]
Alternative nomenklaturer
Hadar, Agena, Khadar, β Cen , CD -59 ° 5365, LHS 51, HD 122451, HIP 68702, HR 5267, SAO 252582

Hadar ( β Cen / β Centauri / Beta Centauri ), også kjent som Agena , er den nest lyseste stjernen i stjernebildet Centaurus , etter α Centauri , samt den ellevte lyseste stjernen på nattehimmelen . [6] Dens markant sørlige deklinasjon straffer observasjonen fra den nordlige halvkule , samtidig som den gjør den godt synlig fra alle regioner på den sørlige halvkule . [N 2]

Omtrent 350 lysår unna solsystemet [ 3 ] er stjernen et sannsynlig medlem av den nedre Centaurus-Cross- foreningen , en undergruppe av Scorpius-Centaurus-foreningen , den nærmeste OB-foreningen til Jorden . [7] Selv om Hadar vises på himmelen som en enkelt stjerne, er det faktisk et stjernesystem som består av tre komponenter , hvorav to kan løses optisk (en av disse er i seg selv en spektroskopisk binær ). Selv om de tradisjonelt er klassifisert som en gigantisk stjerne , er de to hovedkomponentene i systemet to massive blå hovedsekvensstjerner ; en av de to (eller kanskje begge) er også β Cephei-variabler . [8]

Merknad

Hadar dukker opp på nattehimmelen som en blå-blå stjerne med styrke 0,60 [1] plassert ved forbena til Kentauren, i den sørlige delen av stjernebildet og i retning av den sørlige Melkeveien . Visuelt ser den ut nær α Centauri, hvorfra den bare er 4° og en halv [6] og med hvilken den danner det nærmeste paret stjerner med tilsynelatende styrke mindre enn 1 som er synlig på nattehimmelen. [6]

Hadar-deklinasjonen, lik 60 ° S, gjør den perfekt synlig fra alle regioner på den sørlige halvkule, men betraktelig straffer dens observerbarhet fra regionene på den nordlige halvkule; spesielt er den usynlig i alle regioner lenger nord for den 30. breddegrad . [N 2] Dette innebærer at denne stjernen ikke er synlig fra hele Europa , fra de afrikanske kystene av Middelhavet , fra hele Russland , fra alle hovedøyene i Japan og fra nesten alle regioner i USA . I stedet er det synlig fra nesten hele India , fra det sørlige Kina , fra noen regioner i Florida og det sørlige Texas , fra nesten hele Mexico og fra landene i Nord-Afrika unntatt Middelhavskysten. De beste månedene for observasjon fra den nordlige halvkule er april-mai. [9]

Denne markerte sørlige posisjonen betydde at den dyptgående vitenskapelige studien av denne stjernen bare var mulig med oppskytingen av romteleskoper i bane og byggingen av astronomiske observatorier på den sørlige halvkule.

Dens posisjon gjør Hadar sirkumpolar i regionene sør for 30 ° S, det vil si i de sørligste regionene i Sør-Amerika , Afrika og Australia , så vel som i New Zealand .

Stjernen var kjent siden antikken, siden den, på grunn av jevndøgnens presesjon , da var synlig sammen med den sørlige Melkeveien i middelhavsbreddegradene.

Hadar, på den sørlige halvkule , er nyttig som en ledestjerne, siden ved å tegne en imaginær linje med α Centauri, oppnås en linje som passerer noen få grader fra stjernen Gacrux , i den nærliggende konstellasjonen av Sørkorset . Etter å ha identifisert Gacrux, kan en navigatør tegne en linje som går gjennom Acrux , som, forlenget fem ganger, peker mot den sørlige himmelpolen . [9]

Galaktisk miljø og avstand

Hadar er sannsynligvis en del av stjerneforeningen Scorpius-Centaurus , den nærmeste OB-foreningen til Jorden , som mange av de knallblå stjernene i stjernebildene Skorpionen , Ulven , Kentauren og Sørkorset tilhører . [7] Hundrevis av stjerner med masse lik eller større enn 15 solmasser har blitt identifisert som tilhørende denne assosiasjonen, inkludert noen stjerner (som Antares ) på et avansert stadium av deres livssyklus ; [10] det antas at det totale antallet medlemmer kan nå 1000-1200 stjerner. [11]

Scorpius-Centaurus-foreningen er delt inn i tre undergrupper av stjerner, kalt Upper Scorpio , Upper Centaur-Wolf og Lower Centaur-Cross . Hadar er sannsynligvis en del av den sistnevnte undergruppen, som strekker seg i den sørvestlige delen av Kentauren og okkuperer himmelområdet som er synlig i retning av Sørkorset og Moskva , til den når den nordøstlige enden av Carina . [7] Alder på stjernene i undergruppen varierer i henhold til deres plassering: komponentene i den nordøstlige delen, den som er nærmest den øvre Centaurus-Wolf- gruppen , er omtrent 17 millioner år gamle, mens de sørligste komponentene har en lavere alder, lik ca 12 millioner år; dette avslører at fenomenene med stjernedannelse ville ha skjedd gradvis i nord-sør-retning. [12] Blant de tre undergruppene av Sco-Cen-foreningen er det nedre Centaur-Cross nærmest oss, med en gjennomsnittlig avstand på 118 parsecs (omtrent 385 lysår). [7]

Det som reiser tvil om Hadars faktiske tilhørighet til denne undergruppen, er hans eget initiativ , som skiller seg fra de andre medlemmene i foreningen. [7] Men på den ene siden er målingen av Hadars egen bevegelse kanskje ikke nøyaktig på grunn av dens natur som en multippel stjerne; [7] på den annen side, ser ikke tilstedeværelsen av en blå stjerne av Hadars masse og alder innenfor en OB-sammenslutning som den til det nedre Centaurus-Cross ut til å være et resultat av en tilfeldighet. [11]

På grunnlag av undersøkelsene utført av Hipparcos -satellitten i 1997 ble Hadars parallakse beregnet til 6,21 ± 0,56 mas , [13] som plasserte den i en avstand på rundt 525 lysår fra Jorden; [N 3] men denne målingen var sannsynligvis ikke nøyaktig, på grunn av det faktum at Hadars primære er en spektroskopisk binær .

Påfølgende målinger, som tar i betraktning den binære naturen til den viktigste, har korrigert verdien oppnådd av Hipparcos: i en publikasjon fra 2006 av Ausseloos og kolleger [3] er en avstand på 108 ± 4 parsec foreslått , tilsvarende 352 ± 13 lys år; i en påfølgende publikasjon foreslås en ytterligere reduksjon av Hipparcos-dataene med en parallakseverdi tilsvarende 8,32 mas, [5] som tilsvarer en avstand på rundt 391 lysår. Hadar er derfor omtrent 80 ganger lenger enn α Centauri, som er litt over 4 lysår fra Jorden; Derfor ligger grunnen til at α Centauri ser lysere ut for oss i dens nærhet til Jorden, mens Hadar iboende er mye lysere enn α Centauri.

Funksjoner

Systemet

Hadar er et stjernesystem som består av tre komponenter , hvorav to i seg selv er en del av et spektroskopisk binærsystem . Oppdagelsen av stjernens mangfoldige natur fant sted i 1935 , da JG Voute var i stand til å skjelne, nær stjernen, en følgesvenn av størrelsesorden 4, [14] som den ble adskilt fra med 1,3 " . stjernen har ikke endret sin posisjon nevneverdig, selv om det var en liten endring i posisjonsvinkelen ; dette kan tyde på at hvis stjerneparet virkelig var gravitasjonsbundet og ikke snarere var en optisk binær , er deres omløpsperiode veldig lang , avhengig av orbital eksentrisitet som ikke er kjent nøyaktig, vil den være mellom 125 og 220 år, [2] og avstanden til følgesvennen fra hovedparet vil være lik minst 120 AU , [14] rundt 17,8 milliarder km .

Som forventet er den viktigste i sin tur en spektroskopisk binær, identifisert som sådan på sekstitallet av det tjuende århundre ; [13] men det er først siden 2002 [8] at det har vært mulig å utlede orbitalparametrene til paret. I 2006 konkluderte Ausseloos og kolleger, basert på både interferometriske og spektroskopiske observasjoner , gjort ved det astronomiske observatoriet i La Silla ( Chile ), at omløpsperioden til paret er 356,92 ± 0,03 dager, eksentrisiteten er lik 0,825 ± 0. perisenterargument ved 60,8 ° ± 0,6 °. [3] En annen gruppe forskere, koordinert av J. Davis, hadde i 2004 estimert en banehellingsverdi på 67,4 ° ± 0,3 ° og en semi- hovedakse på 2,59 AU (omtrent 385 millioner km), [4] mens Pigulski og kolleger i 2016 beregner en semi-hovedakse på 2,78 AU. [2] Den høye eksentrisiteten til banen bestemmer mellom de to apsidene en stor variasjon i avstanden som skiller dem, og går fra 0,53 AU til periastro (omtrent 78 millioner km) [14] til 5,5 AU ved beltet (ca. 820 millioner AU ) km, like over avstanden som skiller Jupiter fra solen). [14]

Kjennetegn ved de to hovedkomponentene

De interferometriske observasjonene som hovedparet Hadar var gjenstand for, får oss til å tro at lysstyrken til de to komponentene er veldig lik; på den annen side har de spektroskopiske observasjonene avslørt at oscillasjonene i radialhastigheten til de to komponentene i systemet er nesten identiske, noe som innebærer at forholdet mellom massene er nær 1. Alt dette tyder på at de to stjernene har svært lignende egenskaper. For eksempel fant Ausseloos og medarbeidere (2002), [8] på grunnlag av spektroskopiske observasjoner at amplitudene til oscillasjonene til den radielle hastigheten til de to komponentene er henholdsvis 63,9 ± 0,3 km/s og 65,4 ± 1, 1 km / s og har utledet et masseforhold på 1,02 ± 0,02. Davis og medarbeidere (2004) [4] oppnådde enda nærmere verdier i oscillasjonene til radielle hastigheter, hentet fra spektroskopiske observasjoner: 63,8 ± 0,6 km/s for en komponent og 63,8 ± 0,8 km/s for den andre, ved å trekke ut et forhold mellom de to massene på 1,00 ± 0,04; videre førte de interferometriske observasjonene dem til å beregne at forholdet mellom lysstyrken til komponentene ved bølgelengden 442 nm er 0,868 ± 0,0015, tilsvarende en forskjell på 0,15 ± 0,02 størrelser. Ausseloos og kolleger i en publikasjon fra 2006 [3] estimerte i stedet en større forskjell i oscillasjonene til radielle hastigheter: 63,2 ± 0,6 km/s og 72,1 ± 0,6 km/s, noe som førte til at de antok et forhold mellom massene på 1,14 ± 0,15 ; observasjoner knyttet til den faktiske temperaturen til de to komponentene og deres overflatetyngdekraft antydet imidlertid at de korrigerte forholdet mellom massene til en verdi på 1,04 ± 0,01. Sistnevnte team av forskere har anslått at massene til de to komponentene er 10,7 ± 0,1 M ☉ og 10,3 ± 0,1 M ☉ . [3] Davis og medarbeidere (2004) antok i stedet en verdi på 9,3 ± 0,3 M ☉ for begge komponentene. [4] , mens i 2016 Pigulski et al. estimerte massene til de to komponentene til å være 12 hhv10,58 M ⊙ for Aa og Ab, forutsatt en avstand på 361 lysår fra Jorden. [2]

Ausseloos og medarbeidere (2006) estimerte også de faktiske temperaturene til de to systemkomponentene i et område mellom 23 000 og 27 000 K , med en overflatetyngdekraft lik log g = 3,5 ± 0,4; [3] tatt i betraktning disse verdiene og massene har det blitt antatt at de to komponentene har en alder på 14,1 ± 0,6 millioner år. [3] Siden stjerner med en masse på omtrent 10 M ☉ forblir innenfor hovedsekvensen i gjennomsnittlig 31 millioner år, [15] kan det utledes at de to hovedkomponentene til Hadar er stjerner som har nådd midten av deres oppholdstid i denne stabilitetsfasen. Derfor er ikke Hadars tradisjonelle klassifisering som en gigantisk stjerne av spektralklasse B1 III [1] riktig. En ytterligere bekreftelse på at Hadar har en alder nær den hypotesen, kommer fra det faktum at de andre stjernene som tilhører foreningen av den nedre Centaurus-Croce har blitt sett på å være mellom 12 og 17 millioner år gamle. [12] Den høye orbitale eksentrisitetsverdien er igjen i samsvar med den sannsynlige unge alderen til systemet. [3]

Hvis verdiene til massene var nøyaktige, ville de to hovedkomponentene til Hadar bli plassert ved grensen som stjernene, etter å ha nådd den siste fasen av utviklingen , ville eksplodere i supernovaer ; denne grensen er faktisk rundt 10 M ☉ . Men siden det er sannsynlig at de to komponentene vil lide et iøynefallende tap av masse under de avanserte stadiene av deres utvikling, spesielt når de når gigantstadiet, er det sannsynlig å tro at deres endelige skjebne er å bli to massive hvite dverger . [14]

Massive stjerner som Hadars to hovedkomponenter er veldig lyse. Davis og kolleger (2004) estimerte at den kombinerte absolutte størrelsen av de to komponentene er -4,53 ± 0,05; tatt individuelt, ville den mest massive ha størrelsen −3,85 ± 0,05, mens den andre −3,70 ± 0,05, [4] som tilsvarer en lysstyrke på ca. 2965 L ☉ for den mest massive komponenten og ca. 2580 L ☉ for den mindre massive. [N 4]

Variabilitet

Hadar manifesterer variasjonsfenomener , som plasserer den i gruppen av β Cephei-variabler : [16] det er en type pulserende variabler , av spektraltypen B0-B2 III-V, som har masser mellom 10 og 20 M ⊙ og at i Hertzsprung-Russell-diagrammet er de plassert litt over hovedsekvensen , med absolutt størrelse mellom -3 og -5; punktet for maksimal lysstyrke til en variabel β Cephei tilsvarer omtrent den maksimale sammentrekningen av stjernen. Vanligvis gjennomgår β Cephei-variablene variasjoner i lysstyrke på noen få hundredeler av en størrelsesorden med perioder fra 0,1 til 0,3 dager. [17]

Studiet av Hadars variabilitet er imidlertid komplisert av det faktum at spektrallinjene til de to komponentene overlapper hverandre, noe som gjør det vanskelig å tilskrive en unik variasjon til en av de to. I alle fall studerte Ausseloos og medarbeidere (2006) [3] den delen av spekteret mellom 4450 og 4457 Å (bånd som er lokalisert i det blå området av det synlige ), der bare bidraget til de mer massive av de to komponentene er tilstede. , for å studere variasjoner i radiell hastighet; de identifiserte variasjoner som kan tilskrives to dominerende frekvenser : 7 415 og 4 542 sykluser per dag, tilsvarende perioder på 3 236 og 5 284 timer. På den annen side viste det seg å være vanskeligere å identifisere variasjonene til den andre komponenten, og forskere har ikke kommet til noen konklusjoner om emnet.

Røntgenstråling

Observasjoner i røntgenbåndet , utført gjennom romteleskopet XMM-Newton , [18] viste ingen merkbar variasjon i røntgenstrålingsstrømmen , selv om i det minste den mest massive komponenten i systemet er en variabel stjerne. [18] Utslippet av røntgenstråler skjer på grunn av den høye temperaturen som nås av gassen som går fra stjernen i form av en vind av partikler ; spesielt har karakteriseringen av strålingen tillatt oss å konkludere med at den stammer fra gasser oppvarmet til tre forskjellige temperaturer: 0,9, 2,4 og 6,8 millioner K. [18] Hypotesene om mekanismen som forårsaker en lignende Det er to temperaturstigninger i Hadar-stjernevinden: eksistensen, inne i vinden, av turbulenser som produserer svært høyhastighetskollisjoner av gassen, med påfølgende oppvarming; eller, kollisjonen av gassene som kommer fra de to komponentene i systemet, som bestemmer dannelsen av sjokkbølger som forårsaker den termiske økningen. [18]

Analysen av resultatene sendt av XXM-Newton tillot oss også å konkludere med at Hadar har en svært lik metallisitet som Solens. [18]

Etymologi og kulturelle referanser

Navnet Hadar kommer fra det arabiske ألارض , al-arḍ , som betegner "jorden"; [19] denne betegnelsen skyldes sannsynligvis den lave deklinasjonen av stjernen sett fra breddegradene til Kreftens vendekrets , som den alltid dukket opp nær horisonten for i Egypt i Kairo , eller på den arabiske halvøy (omtrent tusen år) siden, på tidspunktet for utarbeidelsen av verkene til arabiske astronomer , kunne Hadar observeres fra Kairo bare 4 ° over horisonten [19] ). Det er vanskeligere å spore opprinnelsen til Hadars andre egennavn, Agena . Det er et relativt moderne navn, som dateres tilbake til det nittende århundre , som kan stamme fra kombinasjonen av den greske bokstaven "α" og det latinske ordet genu , "kne", og refererer dermed til tradisjonen der stjernen betegner et ben av Kentauren. [6] Hvis bokstaven "a", initialen til navnet Agena , faktisk sto for "α" ville det være en feil, siden Hadar er stjernen "β" til Kentauren (β Centauri); merkelig nok ble det gjort en lignende feil angående α Centauri, som ble kalt Bungula på det nittende århundre , og kombinerte bokstaven "β" (feilaktig brukt på den lyseste stjernen i stjernebildet) med det latinske ordet ungula ("hov"), som identifiserer den andre labben til den himmelske kentauren. [20]

I australsk aboriginal astronomi er en av de viktigste stjernebildene Emuen , en fugl som tilhører Dromaiidae - familien . De australske aboriginerne kaller denne himmelfuglen Tchingal ; dens hode faller sammen med Kullsekktåken , som ligger i Sørkorset.I følge aboriginsk mytologi representerer paret dannet av α og β Centauri to jaktbrødre som gjennomborer fuglen med et spyd, avbildet av de vestligste stjernene på Korset av Sør. [21]

I Kina kalles Hadar 马腹 一 ( kinesisk : mǎ fù yī), som betyr den første stjernen i hestens underliv . [19]

I astrologi antas det at stjernen har visse egenskaper avhengig av planeten den er forbundet med: med Merkur vil den love suksess og lykke; med Venus ville det være knyttet til en uttalt sensualitet, mens det med Mars , Saturn og Neptun ville være forkynneren for sladder og skandaler. [22]

Merknader

Merknader til teksten
  1. ^ Fra absolutt størrelse.
  2. ^ a b En deklinasjon på 60 ° S tilsvarer en vinkelavstand fra den sørlige himmelpolen på 30 °; som vil si at sør for 30°S er objektet sirkumpolar, mens nord for 30°N stiger objektet aldri.
  3. ^ Faktisk, gitt en parallakse på 6,21 mas, er avstanden til himmellegemet 1 / 0,00621 parsec , det vil si omtrent 161 parsec, eller omtrent 525 lysår.
  4. ^ Faktisk, siden solen har en absolutt styrke på 4,83, er forskjellen i størrelsesorden mellom solen og de to komponentene henholdsvis 8,58 og 8,43. Følgelig er de 2,512 8,58 og 2,512 8,43 ganger lysere enn Solen, siden en forskjell på 1 størrelse tilsvarer en lysstyrkeforskjell på 2,512 ganger.
Kilder
  1. ^ a b c d e f g h i j Entry Beta Cen på SIMBAD , på simbad.u-strasbg.fr . Hentet 2. november 2011 .
  2. ^ a b c d e f A. Pigulski et al. , Massive pulserende stjerner observert av BRITE-Constellation I. Trippelsystemet β Centauri (Agena) , i Astronomy and Astrophysics , vol. 588, A55, april 2016.
  3. ^ a b c d e f g h i j k l M. Ausseloos et al., High-precision elements of double-lined spectroscopic binaries from combined interferometry and spectroscopy. Anvendelse til β Cephei-stjernen β Centauri , i Astronomy and Astrophysics , vol. 455, 2006, s. 259-269, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20064829 . Hentet 1. november 2011 .
  4. ^ a b c d e J. Davis et al., Orbital parametere, masser og avstand til β Centauri bestemt med Sydney University Stellar Interferometer og høyoppløselig spektroskopi , i Monthly Notices of the Royal Astronomical Societ , vol. 356, 2004, s. 1362-1370, DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2004.08571.x . Hentet 6. november 2011 .
  5. ^ a b c F. van Leeuwen, Validering av den nye Hipparcos-reduksjonen , i Astronomy and Astrophysics , vol. 474, 2007, s. 653-664, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20078357 . Hentet 1. november 2011 .
  6. ^ a b c d Schaaf , 183
  7. ^ a b c d e f T. Preibisch, E. Mamajek, The Nearest OB Association: Scorpius-Centaurus (Sco OB2) , i Handbook of Star Forming Regions, bind II: The Southern Sky , vol. 5, 2008, s. 235. Hentet 3. november 2011 .
  8. ^ a b c M. Ausseloos et al., Beta Centauri: En eksentrisk binær med to beta Cep-type komponenter , i Astronomy and Astrophysics , vol. 384, 2002, s. 209-214, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20020004 . Hentet 4. november 2011 .
  9. ^ a b Som vist i: Tirion, Sinnott, Sky Atlas 2000.0 - Second Edition , Cambridge University Press, ISBN  0-933346-90-5 . Hentet 10. januar 2008 .
  10. ^ T. Preibisch et al., Exploring the Full Stellar Population of the Upper Scorpius OB Association , i Astronomical Journal , vol. 124, 2002, s. 404-416, DOI : 10.1086 / 341174 . Hentet 3. november 2011 .
  11. ^ a b EE Mamajek, MR Meyer, J. Liebert, Post-T Tauri Stars in the Nearest OB Association , i Astronomical Journal , vol. 124, 2002, s. 1670–1694, DOI : 10.1086 / 341952 . Hentet 3. november 2011 .
  12. ^ a b PT de Zeeuw et al., A Hipparcos Census of Nearby OB Associations , i Astronomical Journal , vol. 117, 1999, s. 354–399, DOI : 10.1086 / 300682 . Hentet 4. november 2011 .
  13. ^ a b JG Robertson et al., Interferometry and spectroscopy of Beta Cen: a Beta Cephei-stjerne i et binært system , i Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 302, 1999, s. 245-252, DOI : 10.1046 / j.1365-8711.1999.02068.x . Hentet 1. november 2011 .
  14. ^ a b c d e Jim Kaler , Hadar , på stars.astro.illinois.edu . Hentet 2. november 2011 .
  15. ^ Som kan utledes fra verktøyet " Stjernelevetid " gjort tilgjengelig av nettstedet Hyperphysics
  16. ^ M. Berger, En spektroskopisk studie av to sørlige B-type variabler , i Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 136, 1967, s. 51-59. Hentet 11. november 2011 .
  17. ^ John Percy, The Beta Cephei Stars and Their Relatives , på aavso.org , American Association of Variable Star Observers (AAVSO). Hentet 7. januar 2011 .
  18. ^ a b c d e AJ Raassen et al., XMM-Newton-observasjoner av β Centauri (B1 III): Temperaturstrukturen i det varme plasmaet og fotosfære-vindforbindelsen , i Astronomy and Astrophysics , vol. 437, 2005, s. 599-609, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20052650 . Hentet 12. november 2011 .
  19. ^ a b c R. H. Allen , Star Names: Their Lore and Meaning , Reprint, New York, Dover Publications Inc., 1963, s. 154, ISBN 0-486-21079-0 . Hentet 13. november 2011 .  
  20. ^ P. Kunitzsch, A Dictionary of Modern star Names: A Short Guide to 254 Star Names and their Derivations , redigert av T. Smart, Cambrigde, Sky Pub. Corp., 2006, s. 27.
  21. ^ Duane Hamacher, Australian Aboriginal Astronomy , på aboriginalastronomy.blogspot.com . Hentet 6. januar 2012 .
  22. ^ Agena , i Constellations of Words . Hentet 15. november 2011 .

Bibliografi

Generiske tekster

På stjernene

Himmelske kort

Relaterte elementer

Andre prosjekter

Eksterne lenker