Capella - Capella - Wikipedia

Pro další použití viz Capella (disambiguation).

Capella
Souhvězdí Auriga map.svg
Capella je nejjasnější hvězda v Aurize
Data pozorování
Epocha J2000.0       Rovnodennost J2000.0 (ICRS )
SouhvězdíAuriga
A
Správný vzestup05h 16m 41.35871s[1][poznámka 1]
Deklinace+45° 59′ 52.7693″[1][poznámka 1]
Zdánlivá velikost (PROTI)+0.08[2] (+0.03 – +0.16[3])
H
Správný vzestup05h 17m 23.728s[4]
Deklinace+45° 50′ 22.97″[4]
Zdánlivá velikost (PROTI)10.16[5]
L
Správný vzestup05h 17m 23.943s[6]
Deklinace+45° 50′ 19.84″[6]
Zdánlivá velikost (PROTI)13.7[7]
Vlastnosti
A
Spektrální typG3III:[8]
U-B barevný index+0.44[2]
B-V barevný index+0.80[2]
V-R barevný index−0.3[2]
R - já barevný index+0.44[2]
Variabilní typRS CVn[9] (podezření[10])
Aa
Evoluční fázeČervený shluk
Spektrální typK0III[11]
Ab
Evoluční fázeSubgiant
Spektrální typG1III[11]
H
Evoluční fázeHlavní sekvence (červený trpaslík )
Spektrální typM2,5 V[12]
U-B barevný index1.24[13]
B-V barevný index1.50[14]
R - já barevný index0.91[14]
L
Evoluční fázeHlavní sekvence (červený trpaslík )
Spektrální typM4:[15]
Astrometrie
A
Radiální rychlost (R.proti)+29.9387 ± 0.0032[16] km / s
Správný pohyb (μ) RA: 75.52[1] mas /rok
Prosinec: −427.11[1] mas /rok
Paralaxa (π)76.20 ± 0.46[1] mas
Vzdálenost42.919 ± 0.049 ly
(13.159 ± 0.015[16] ks )
Aa
Absolutní velikost  (M.PROTI)+0.296[16]
Ab
Absolutní velikost  (M.PROTI)+0.167[16]
HL
Radiální rychlost (R.proti)31.63 ± 0.14[16] km / s
H
Správný pohyb (μ) RA: 88.57[17] mas /rok
Prosinec: -428.91[17] mas /rok
Paralaxa (π)75.02 ± 0.04[17] mas
Vzdálenost43.48 ± 0.02 ly
(13.330 ± 0.007 ks )
Absolutní velikost  (M.PROTI)9.53[18]
L
Správný pohyb (μ) RA: 54.1[19] mas /rok
Prosinec: -417.5[19] mas /rok
Paralaxa (π)75.09 ± 0.07[19] mas
Vzdálenost43.44 ± 0.04 ly
(13.32 ± 0.01 ks )
Absolutní velikost  (M.PROTI)13.1[20]
Obíhat[16]
HlavníAa
SpolečníkAb
Doba (P)104.02128 ± 0.00016 d
Poloviční hlavní osa (A)0.056442 ± 0.000023"
(0,74272 ± 0,00069 AU)
Excentricita (E)0.00089 ± 0.00011
Sklon (i)137.156 ± 0.046°
Zeměpisná délka uzlu (Ω)40.522 ± 0.039°
Periastron epocha (T)2448147.6 ± 2.6 JD
Argument periastronu (ω)
(hlavní)		342.6 ± 9.0 JD°
Semi-amplituda (K.1)
(hlavní)		25.9611 ± 0.0044 km / s
Semi-amplituda (K.2)
(sekundární)		26.860 ± 0.0017 km / s
Obíhat[16]
HlavníH
SpolečníkL
Doba (P)300 rok
Poloviční hlavní osa (A)3.5"
(40 AU[21])
Excentricita (E)0.75
Sklon (i)52°
Zeměpisná délka uzlu (Ω)288°
Periastron epocha (T)2220
Argument periastronu (ω)
(sekundární)		88°
Detaily[16]
A
Kovovost [Fe / H]−0.04 ± 0.06 dex
Stáří590–650 Myr
Aa
Hmotnost2.5687 ± 0.0074 M☉
Poloměr11.98 ± 0.57 R☉
Zářivost (bolometrické)78.7 ± 4.2 L☉
Povrchová gravitace (logG)2.691 ± 0.041 cgs
Teplota4,970 ± 50 K.
Otáčení104 ± 3 dny
Rychlost otáčení (proti hříchi)4,1 ± 0,4 km / s
Ab
Hmotnost2.4828 ± 0.0067 M☉
Poloměr8.83 ± 0.33 R☉
Zářivost (bolometrické)72.7 ± 3.6 L☉
Povrchová gravitace (logG)2.941 ± 0.032 cgs
Teplota5,730 ± 60 K.
Otáčení8,5 ± 0,2 dne
Rychlost otáčení (proti hříchi)35,0 ± 0,5 km / s
H
Hmotnost0.57[16][21] M☉
Poloměr0.54 ± 0.03[18] R☉
Zářivost (bolometrické)0.05[18] L☉
Povrchová gravitace (logG)4.75 ± 0.05 cgs
Teplota3,700 ± 150[18] K.
Kovovost [Fe / H]+0.1[18] dex
L
Hmotnost0.53[16] M☉
Jiná označení
Alhajoth, Hokulei, α Aurigae, 13 Aurigae, REKLAMY 3841, BD +45 1077, CCDM J05168 + 4559, FK5 193, GC 6427, HD 34029, BOKY 24608, HR 1708, IDS 05093+4554, LTT 11619, NLTT 14766, PPM 47925, SAO 40186, WDS 05167+4600.[22][2][23][24][13]
A: GJ 194
HL: GJ 195[13]
H: G 96-29, LTT 11622, NLTT 14788, PPM 47938, 2MAS J05172386 + 4550229[25]
L: VVO 238, 2MASS J05172394 + 4550198[26]
Odkazy na databáze
SIMBADCapella
Capella H
Capella L.

Capella /kəˈpɛlə/, určené α Aurigae (Latinsky na Alfa Aurigae, zkráceně Alpha Aur, α Aur), je nejjasnější hvězdou v souhvězdí z Auriga, šestý nejjasnější hvězda v noční obloha a třetí nejjasnější v severní nebeská polokoule po Arcturus a Vega. Je to prominentní objekt na severní zimní obloze cirkumpolární pozorovatelům severně od 44 ° severní šířky. Její název znamená „malá koza“ v angličtině latinský, Capella líčila kozu Amalthea které kojilo Zeus v klasické mytologii. Capella je relativně blízko, na 42,9 světelné roky (13.2 ks ) z slunce. Je to jeden z nejjasnějších rentgen zdroje na obloze, o nichž se předpokládalo, že pocházejí primárně z korona z Capella Aa.

Ačkoli se zdá, že je pouhým okem jedinou hvězdou, Capella je ve skutečnosti čtyřnásobná hvězdný systém uspořádány do dvou binární páry, složené z hvězd Capella Aa, Capella Ab, Capella H a Capella L. Primární pár, Capella Aa a Capella Ab, jsou dvě jasně žluté obří hvězdy, které jsou zhruba 2,5krát tak velké jako Slunce. Sekundární pár, Capella H a Capella L, je kolem 10 000 astronomické jednotky (AU)[poznámka 2] od prvního a jsou dva slabé, malé a relativně chladné červení trpaslíci. Capella Aa a Capella Ab vyčerpali své jádro vodík, a ochladil a rozšířil, pohybující se mimo hlavní sekvence. Jsou na velmi těsné kruhové oběžné dráze vzdálené asi 0,74 AU a obíhají navzájem každých 104 dní. Capella Aa je chladnější a zářivější ze dvou se spektrální třídou K0III; je to 78,7 ± 4,2násobek Svítivost slunce a 11,98 ± 0,57krát jeho poloměr. Stárnutí červený shluk hvězda, to se spojuje hélium na uhlík a kyslík ve svém jádru. Capella Ab je o něco menší a žhavější a má spektrální třídu G1III; je 72,7 ± 3,6krát jasnější než Slunce a 8,83 ± 0,33krát větší než jeho poloměr. Je to v Hertzsprung mezera, což odpovídá krátkému subgiant vývojová fáze, jak se rozšiřuje a ochlazuje, aby se z ní stala červený obr. Několik dalších hvězd ve stejném zorném poli bylo katalogizováno jako společníci, ale fyzicky nesouvisí.

Nomenklatura

Capella je nejjasnější hvězda v souhvězdí Aurigy (vlevo nahoře).

α Aurigae (Latinized na Alfa Aurigae) je hvězdný systém Označení Bayer. Má také Flamsteed označení 13 Aurigae. Je uveden v několika katalozích s více hvězdičkami jako REKLAMY 3841, CCDM J05168 + 4559 a WDS J05167 + 4600. Jako relativně blízký hvězdný systém je Capella uvedena v seznamu Katalog Gliese-Jahreiss s označením GJ 194 pro jasný pár obrů a GJ 195 pro slabý pár červených trpaslíků.

Tradiční název Capella je latinský pro (malá) koza; alternativní název Capra byl běžněji používán v klasických dobách.[27] V roce 2016 Mezinárodní astronomická unie uspořádal a Pracovní skupina pro jména hvězd (WGSN)[28] katalogizovat a standardizovat vlastní jména hvězd. První bulletin WGSN z července 2016[29] zahrnoval tabulku prvních dvou dávek jmen schválených WGSN; který zahrnoval Capella pro tuto hvězdu. Nyní je tak zapsán do katalogu hvězdných jmen IAU.[30] Katalog seznamů jmen hvězd Capella jako aplikace na hvězdu α Aurigae Aa.[31]

Pozorovací historie

Capella byla nejjasnější hvězdou na noční obloze před 210 000 lety až 160 000 lety, asi v -1,8 palce zdánlivá velikost. Při -1,1, Aldebaran před tímto obdobím byl nejjasnější; to a Capella se nacházely na obloze dost blízko u sebe a přibližovaly se k boreálu pólové hvězdy v době, kdy.[32]

Předpokládá se, že Capella je uvedena v Akkadština nápis datovaný do 20. století před naším letopočtem.[33] Jeho symbolika spojená s kozou sahá až do roku Mezopotámie jako souhvězdí zvané „GAM“, „Gamlum“ nebo „MUL.GAM“ v dokumentu BC ze 7. století MUL.APIN. GAM představovala šavle nebo podvodníka a mohla představovat samotnou hvězdu nebo souhvězdí Aurigy jako celku. Později, beduín astronomové vytvořili souhvězdí, která byla skupinami zvířat, kde každá hvězda představovala jedno zvíře. Hvězdy Aurigy zahrnovaly stádo koz, sdružení také přítomné v řecké mytologii.[34] Někdy se tomu říká Pastýřská hvězda v anglické literatuře.[35] Capella byla v klasických dobách považována za předzvěst deště.[36]

some ancient stone ruins of buildings in a sandy area
Budova J (v popředí) v Monte Albán

Budova J předkolumbovský stránky Monte Albán v Oaxaca stát v Mexiko byla postavena kolem roku 275 př. n. l., v jiné orientaci než ostatní stavby v komplexu. Jeho kroky jsou vyrovnány kolmo na stoupání Capelly v té době, takže osoba, která se dívá ze dveří na budovu, by tomu čelila přímo. Capella je významná jako její heliacal stoupá se odehrálo za den, kdy slunce prošlo přímo nad hlavou nad Monte Albán.[37]

Vícenásobný stav

Profesor William Wallace Campbell z Lick Observatory oznámil, že Capella byla binární v roce 1899, na základě spektroskopické pozorování - poznamenal na fotografických deskách pořízených od srpna 1896 do února 1897, že vteřinu spektrum se zdálo, že překrývá první, a že existuje Dopplerův posun na fialový v září a říjnu a do Červené v listopadu a únoru - což ukazuje, že se komponenty pohybovaly směrem k Zemi a od Země (a tudíž obíhají navzájem).[38][39] Britský astronom téměř současně Hugh Newall pozoroval své složené spektrum pomocí čtyřhranolového spektroskopu připojeného k 25 palcovému (64 cm) dalekohledu v Cambridge v červenci 1899 a dospěl k závěru, že se jednalo o binární hvězda Systém.[40]

Mnoho pozorovatelů se bez úspěchu pokusilo rozeznat jednotlivé hvězdy.[41] Známý jako „Interferometristův přítel“, byl nejprve vyřešen interferometricky v roce 1919 John Anderson a Francis Pease v Mount Wilson Observatory, kteří na základě svých pozorování zveřejnili v roce 1920 oběžnou dráhu.[42][43] Jednalo se o první interferometrické měření jakéhokoli objektu mimo Sluneční Soustava.[44] Vysoce přesná oběžná dráha byla zveřejněna v roce 1994 na základě pozorování Stellární interferometr Mark III, opět na observatoři Mount Wilson.[45] Capella se také stala prvním astronomickým objektem, který byl zobrazen optickým interferometrem se samostatným prvkem, když byl zobrazen pomocí Cambridge Optical Aperture Synthesis Telescope v září 1995.[46]

V roce 1914 finský astronom Ragnar Furuhjelm si všiml, že spektroskopická dvojhvězda měla slabou společnou hvězdu, která jako její správný pohyb byl podobný spektroskopickému binárnímu souboru, byl k němu pravděpodobně fyzicky vázán.[47] V únoru 1936 Carl L. Stearns poznamenal, že tento společník se zdál být dvojnásobný;[48] toto bylo potvrzeno v září téhož roku Gerard Kuiper. Tato dvojice je označena Capella H a L.[49]

Zdroj rentgenového záření

Dva Aerobee ahoj raketové lety 20. září 1962 a 15. března 1963 zjistily a potvrdily rentgen zdroj v Aurize na RA 05h 09m Prosinec + 45 °, identifikováno jako Capella.[50] Hvězdná rentgenová astronomie byla zahájena 5. dubna 1974 detekcí rentgenových paprsků z Capella.[51] Let rakety v ten den krátce zkalibroval svůj systém řízení polohy, když hvězdný senzor namířil osu užitečného zatížení na Capellu. Během tohoto období byly rentgenové paprsky v rozsahu 0,2–1,6 keV detekovány rentgenovým reflektorovým systémem, který byl srovnán s hvězdným senzorem.[51] Rentgenová svítivost (LX) z ~ 1024 W (1031 erg s−1) je čtyři řády nad rentgenovou svítivostí Slunce.[51] Předpokládá se, že rentgenové záření společnosti Capella pochází primárně z korona nejhmotnější hvězdy.[52] Capella je ROSAT Zdroj rentgenového záření 1RXS J051642.2 + 460001. Vysoká teplota Capellovy koróny získaná z prvního koronálního rentgenového spektra Capelly s použitím HEAO 1 by vyžadovalo magnetické omezení, pokud se nejedná o volně tekoucí koronální vítr.[53]

Pozorování

photograph of night sky above a dimly-lit horizon
Zobrazený snímek noční oblohy Auriga a Plejády - Capella je nejjasnější hvězda, vlevo nahoře

S průměrnou zdánlivou velikostí +0,08 je Capella nejjasnějším objektem v souhvězdí Auriga, šestý nejjasnější hvězda na noční obloze, třetí nejjasnější na severu nebeská polokoule (po Arcturus a Vega ) a čtvrtý nejjasnější viditelný pouhým okem ze zeměpisné šířky 40 ° severní šířky. Zdá se, že je to bohatá nažloutlá bílá barva, ačkoli žlutá barva je patrnější během pozorování denního světla dalekohledem, kvůli kontrastu proti modré obloze.[54]

Capella je blíže k severu nebeský pól než kterýkoli jiný hvězda první velikosti.[55][Poznámka 3] Jeho severní deklinace je taková, že je ve skutečnosti neviditelná jižně od zeměpisné šířky 44 ° j —Toto zahrnuje nejjižnější Nový Zéland, Argentina a Chile stejně jako Falklandy. Naopak je cirkumpolární severně od 44 ° severní šířky: pro celý Spojené království a Kanada (s výjimkou části Jižní Ontario ), většina z Evropa a nejsevernější okraje sousedící USA, hvězda nikdy nezapadá. Capella a Vega jsou na opačných stranách pólu, přibližně ve stejné vzdálenosti od něj, takže pomyslná čára mezi těmito dvěma hvězdami téměř projde Polaris.[56] Viditelné na půli cesty mezi Orionův pás a Polaris, Capella je nejvyšší na noční obloze o půlnoci začátkem prosince a je považována za prominentní hvězdu severní zimní oblohy.[57]

Několik stupňů na jihozápad od Capelly leží tři hvězdy, Epsilon Aurigae, Zeta Aurigae, a Eta Aurigae, druhé dva z nich jsou známé jako "The Kids", nebo Haedi. Čtyři tvoří známý vzor, ​​nebo asterismus, na obloze.[58]

Vzdálenost

Na základě ročního paralaxa posun 76,20 miliarsekund (s chybou 0,46 miliarsekund) měřeno pomocí Hipparcos satelitu se tento systém odhaduje na 42,8 světelné roky (13.12 parsecs ) z Země, s chybou 0,3 světelných let (0,09 parseků).[1] Alternativní metodou pro určení vzdálenosti je metoda orbitální paralaxa, což dává vzdálenost 42,92 světelných let (13,159 parseků) s chybou pouze 0,1%.[16] Odhaduje se, že Capella byla trochu blíže k Sluneční Soustava v minulosti, procházející do 29 světelných let vzdálených asi před 237 000 lety.[59] V tomto rozsahu by zářil na zdánlivou velikost -0,82, srovnatelnou s Canopus dnes.[60]

V dokumentu z roku 1960 americký astronom Olin J. Eggen dospěl k závěru, že Capella byla členem Hyades pohybující se skupina, skupina hvězd pohybujících se stejným směrem jako Hyades cluster, po analýze jeho správný pohyb a paralaxa. Členové skupiny jsou podobného věku a ti, kteří jsou zhruba 2,5krát hmotnější než Slunce, se přestěhovali hlavní sekvence po vyčerpání jejich základních vodíkových rezerv a expandují a ochlazují se na červené obry.[2][61]

Hvězdný systém

two large pale yellow circles and three small circles on black background. They denote the two giants, and Sun and two dwarfs of the Capella system.
Komponenty Capella ve srovnání se Sluncem

Existuje několik hvězd v několika obloukové minuty Capella a některé byly uvedeny jako společníci v různých katalogech s více hvězdami. The Washingtonský dvojhvězdný katalog uvádí komponenty A, B, C, D, E, F, G, H, I, L, M, N, O, P, Q a R, přičemž A je pouhým okem hvězda. Většina z nich je pouze přímá viditelnost společníci,[62] ale blízký pár červení trpaslíci H a L jsou ve stejné vzdálenosti jako jasná složka A a spolu s ní se pohybují prostorem.[63] Capella A je sama o sobě spektroskopická binárka se složkami Aa a Ab, obě obří hvězdy. Dvojici obrů odděluje od dvojice červených trpaslíků 723".[16]

Americký astronom Robert Burnham Jr. popsal zmenšený model systému, kde Capella A byla reprezentována koulemi o průměru 13 a 7 palců, oddělenými deseti stopami. Červení trpaslíci pak měli každý 0,7 palce a byli od sebe vzdáleni 420 stop. V tomto měřítku jsou dva páry od sebe vzdálené 21 mil.[64]

Capella A

Hertzsprung Russell diagram showing Capella Aa and Ab
Hertzsprung-Russellův diagram ukazující evoluční stopu pro hvězdu o hmotnosti přibližně dvou gigantů Capella. Aktuální stavy Capella Aa a Ab jsou označeny.

Capella A se skládá ze dvou žlutých vyvinul hvězdy, u nichž byla vypočítána oběžná dráha každých 104,02128 ± 0,00016 dní, s a poloviční osa z 111,11 ± 0,10 milionu km (0,74272 ± 0,00069 au), což je zhruba vzdálenost mezi nimi Venuše a slunce. Dvojice není zákrytová dvojhvězda - to znamená, jak je vidět ze Země, žádná hvězda neprochází před druhou. Dráha je známá velmi přesně a lze ji použít k odvození orbitální paralaxa s mnohem lepší přesností než ta měřená přímo. Hvězdy nejsou pro sebe dost blízko Roche lalok kterákoli z hvězd byla naplněna a došlo k jakémukoli významnému přenosu hmoty, dokonce i během červený obr stupeň primární hvězdy.[16]

Moderní konvence označuje jasnější chladnější hvězdu jako složku Aa a její spektrální typ se obvykle měří mezi G2 a K0. Žhavější sekundární Ab dostal různé spektrální typy pozdního (chladnějšího) F nebo časného (teplejšího) G. MK spektrální typy dvě hvězdy byly několikrát změřeny a oběma jednotně je přiřazena třída svítivosti III, což znamená obří hvězda.[65] Zdá se, že složenému spektru dominuje primární hvězda kvůli jeho ostřejšímu absorpční linie; čáry ze sekundárního jsou rozšířeny a rozmazány jeho rychlou rotací.[41] Kompozitní spektrální třída je uvedena jako přibližně G3III, ale se specifickou zmínkou o vlastnostech díky chladnější složce.[8] Nejnovější specifické publikované typy jsou K0III a G1III,[11] ačkoli jsou stále široce citovány starší hodnoty, jako například G5IIIe + G0III z Katalog jasných hvězd[2] nebo G8III + G0III od Eggena.[61] Pokud je kontext jasný, byly tyto dvě složky označovány jako A a B.[66]

Jedinec zdánlivé velikosti dvou komponentních hvězd nelze přímo měřit, ale jejich relativní jas byl měřen při různých vlnových délkách. Mají téměř téměř stejnou jasnost ve spektru viditelného světla, přičemž u teplejší sekundární složky se obecně zjistí, že je o několik desetin jasnější.[16] Měření z roku 2016 udává rozdíl velikosti mezi dvěma hvězdami při vlnové délce 700 nm jako 0,00 ± 0,1.[67]

Fyzikální vlastnosti dvou hvězd lze určit s vysokou přesností. Hmoty jsou odvozeny přímo z orbitálního roztoku, přičemž Aa je 2,5687 ± 0,0074M☉ a Ab je 2,4828 ± 0,0067M☉. Jejich úhlové poloměry byly přímo měřeny; v kombinaci s velmi přesnou vzdáleností to dává 11,98 ± 0,57R☉ a 8,83 ± 0,33R☉ pro Aa, respektive Ab. Jejich povrchové teploty lze vypočítat porovnáním pozorovaných a syntetických spekter, přímým měřením jejich úhlových průměrů a jasů, kalibrací proti jejich pozorovaným barevné indexy a rozpletení spekter s vysokým rozlišením. Vážené průměry těchto čtyř metod dávají 4 970 ± 50 K. pro Aa a 5 730 ± 60 pro Ab. Jejich bolometrické svítivosti jsou nejpřesněji odvozeny z jejich zdánlivých velikostí a bolometrické opravy, ale jsou potvrzeny výpočtem z teplot a poloměrů hvězd. Aa je 78,7 ± 4,2krát svítivější než Slunce a Ab 72,7 ± 3,6krát svítící, takže hvězda definovaná jako primární složka je více světelná, když jsou brány v úvahu všechny vlnové délky, ale při vizuálních vlnových délkách je o něco méně jasná.[16]

Odhaduje se na 590 až 650 milionů let,[16] hvězdy byly pravděpodobně na horkém konci roku spektrální třída A během jejich hlavní sekvence životnost, podobně jako Vega. Nyní vyčerpali jádro vodíku a vyvinuli se z hlavní sekvence, jejich vnější vrstvy se rozšiřovaly a ochlazovaly.[68] Navzdory obří třídě svítivosti je sekundární složka velmi jasně uvnitř Hertzsprung mezera na Hertzsprung – Russellův diagram, stále se rozšiřuje a ochlazuje směrem k větev červeného obra, což je a subgiant z evolučního hlediska. Masivnější primární část již prošla touto fází, kdy dosáhla maximálního poloměru 36 až 38krát většího než je Slunce. Nyní je červený shluk fúzující hvězda hélium na uhlík a kyslík ve svém jádru proces, který pro méně hmotnou hvězdu ještě nezačal. Podrobná analýza ukazuje, že se blíží konec této fáze a začíná se znovu rozšiřovat, což ji povede k asymptotická obří větev. Množství izotopů[poznámka 4] a rychlosti otáčení potvrzují tento evoluční rozdíl mezi těmito dvěma hvězdami. Množství těžkých prvků je obecně srovnatelné s množstvím Slunce a celkově metalicita je o něco menší než Slunce.[41]

Rotační periodu každé hvězdy lze měřit sledováním periodických variací v Dopplerovy směny jejich spektrálních čar. Absolutní rotační rychlosti obou hvězd jsou známy z jejich sklonů, period rotace a velikostí, ale projektované rovníkové rotační rychlosti měřeno pomocí dopplerovské rozšíření spektrálních čar jsou standardní mírou a ty jsou obecně citovány.[41] Capella Aa má projektovanou rychlost otáčení 4,1 ± 0,4 km za sekundu, přičemž dokončení jedné rotace trvá 104 ± 3 dny, zatímco Capella Ab se točí mnohem rychleji rychlostí 35,0 ± 0,5 km za sekundu a úplnou rotaci dokončí za pouhých 8,5 ± 0,2 dne . Rotační brzdění Vyskytuje se ve všech hvězdách, když expandují do obrů, a také binární hvězdy přílivově brzděno. Capella Aa zpomalila, dokud se neotočila na orbitální období, ačkoli teorie předpovídá, že by se stále měla otáčet rychleji od výchozího bodu rychle se otáčející hlavní sekvence hvězdy A.[16]

Capella byla dlouho podezřelá z toho, že je mírně variabilní. Jeho amplituda přibližně 0,1 velikosti znamená, že může být někdy jasnější nebo slabší než Rigel, Betelgeuse, a Vega, které jsou také variabilní. Systém byl klasifikován jako Proměnná RS Canum Venaticorum,[9] třída binárních hvězd s aktivní chromosféry které způsobují obrovské hvězdná místa, ale stále je uveden pouze jako podezřelá proměnná v Obecný katalog proměnných hvězd.[10] Neobvykle pro systémy RS CVn má teplejší hvězda, Capella Ab, aktivnější atmosféru, protože se nachází v Hertzsprungově mezeře - fázi, kde mění svoji momentální hybnost a prohlubuje konvekční zóna.[66]

Aktivní atmosféra a blízkost těchto hvězd znamená, že patří mezi nejjasnější rentgen zdroje na obloze. Emise rentgenového záření je však způsobena stabilními koronálními strukturami a nikoliv erupční aktivitou šíření. Koronální smyčky větší než Slunce as teplotami několika milionů K pravděpodobně budou zodpovědné za většinu rentgenových paprsků.[69]

Capella HL

Sedmý společník publikovaný pro Capellu, složka H, ​​je fyzicky spojen s jasnou primární hvězdou. Je to červený trpaslík oddělené od dvojice gigantů typu G na vzdálenost kolem 10 000 AU.[63] Má svého blízkého společníka, ještě slabšího červeného trpaslíka, který byl při objevení v roce 1935 vzdálený 1,8 palce. O osmdesát let později se separace zvýšila na 3,5 palce, což je dostatečné pro odvození předběžných orbitálních parametrů. Je to součást L v katalozích s dvojitou hvězdou.[16][70] Gliese-Jahreissův katalog blízkých hvězd označuje binární systém jako GJ 195. Tyto dvě složky jsou poté jednotlivě označovány jako GJ 195 A a B.[13]

Uvádí se, že tyto dvě hvězdy mají rozdíl 3,5 vizuální velikosti, 2,3 mag v pásmu pásma Kosmická loď Gaia, i když je rozdíl mnohem menší infračervený vlnové délky. To je neočekávané a může to znamenat další neviditelné společníky.[16] Hmotnost hvězd lze určit z orbitálního pohybu, ale nejistoty na oběžné dráze vedly k velmi rozdílným výsledkům. V roce 1975 poskytla excentrická oběžná dráha 388 let hmotnost 0,65M☉ a 0,13M☉.[70] Menší téměř kruhová oběžná dráha publikovaná v roce 2015 měla oběžnou dráhu 300 let, těží z masových omezení 0,57M☉ a 0,53M☉ respektive pro GJ 195 A a B na základě jejich infračervených veličin.[16]

Vizuální společníci

Šest vizuálních společníků Capelly bylo objeveno před Capellou H a jsou obecně známí pouze jako Capella B až G. Žádná z nich není považována za fyzicky spojenou s Capellou, i když se všichni na obloze objevují blíže než pár HL.[64]

Označení více / dvojhvězda: WDS 05167+4600[24]
SoučástkaHlavníŽe jo
vzestup (α)
Rovnodennost J2000.0		Deklinace (δ)
Rovnodennost J2000.0		Epocha
pozorováno
oddělení		Úhlové
vzdálenost
z
hlavní		Pozice
úhel
(relativní
na primární)		Zdánlivý
velikost
(PROTI)		Databáze
odkaz
BA 05h 16m 42.7s+46° 00′ 55″189846.6″23°17.1
CA 05h 16m 35.9s+46° 01′ 12″187878.2″318°15.1
DA 05h 16m 40.1s+45° 58′ 07″1878126.2″183°13.6
EA 05h 16.5m+46° 02′1908154.1″319°12.1
FA 05h 16m 48.748s+45° 58′ 30.84″1999112.0″137°10.21 SIMBAD
GA 05h 16m 31.852s+46° 08′ 27.42″2003522.4″349°8.10 SIMBAD

Složka F je také známá jako TYC 3358-3142-1. Je uveden se spektrálním typem K.[71] i když je součástí katalogu hvězd OB jako vzdálená světelná hvězda.[72]

Složka G je BD + 45 1076, se spektrálním typem F0,[71] ve vzdálenosti 401 světelných let (123 parseků).[73] Je identifikován jako variabilní člen Katalog Guide Star z Chandra pozorování, i když není známo, jaký typ variability.[74] Je známo, že se jedná o rentgenový zdroj s aktivní koronou.[73]

Několik dalších hvězd bylo také katalogizováno jako společníci Capelly.[24] Složky I, Q a R jsou hvězdy 13. velikosti ve vzdálenostech 92 ", 133" a 134 ".[75] V538 Aurigae a jeho blízký společník HD 233153 jsou červení trpaslíci deset stupňů od Capelly; mají velmi podobné vesmírné pohyby, ale malý rozdíl umožňuje, že je to jen náhoda.[76] Byly objeveny dvě slabé hvězdy skvrnité zobrazování v poli Capella HL, asi 10 palců od této dvojice. Ty byly katalogizovány jako Capella O a P. Není známo, zda jsou fyzicky spojeny s binárním souborem červeného trpaslíka.[77]

Etymologie a kultura

Capella tradičně označuje levé rameno stejnojmenného vozataje souhvězdí, nebo podle astronoma z 2. století Ptolemaios Almagest, koza, kterou vozí vozataj. V Bayerově 1603 díle Uranometria „Capella označuje vozatajovi záda.[78] Strom Haedi byl identifikován jako samostatná konstelace uživatelem Plinius starší a Manilius a byli povoláni Capra, Kaparynebo Hircus, které všechny souvisejí s jejím statusem „kozí hvězdy“.[36] Ptolemaios spojil Charioteer a kozy ve 2. století Almagest.[79]

v řecká mytologie, hvězda představovala kozu Amalthea které kojilo Zeus. Byla to tato koza, jejíž roh se po náhodném odlomení Zeusem změnil na Roh hojnosti nebo „roh hojnosti“, který by byl naplněn tím, co si jeho majitel přál.[33] Ačkoli nejčastěji spojován s Amalthea, Capella byla někdy spojována s majitelem Amalthea, a nymfa. Mýtus o víle říká, že kozí odporný vzhled, připomínající Gorgona, byl částečně zodpovědný za Titáni „porážka poté, co Zeus stáhl kozu a nosil ji jako svou egis.[80]

Ve středověkých účtech to neslo neobvyklé jméno Alhajoth (také hláskováno Alhaior, Althaiot, Alhaiset, Alhatod, Alhojet, Alanac, Alanat, Alioc), což (zejména poslední) může být poškozením jeho arabského jména, العيوق, al-Cayyūq.[81] CAyyūq nemá v arabštině jasný význam,[82] ale může to být arabizovaná forma řecké αίξ aiks "koza"; srov. moderní řecká Αίγα Aiga, kozí samice.[81] Do beduín z Negev a Sinaj, Capella al-'Ayyūq ath-Thurayyā "Capella z Plejády “, z jeho role poukazovat na pozici tohoto asterismu.[83] Další jméno v arabštině bylo Al-Rakib „řidič“, překlad do řečtiny.[81]

Do starověku Balts, Capella byla známá jako Perkūno Ožka „Thunder's Goat“, nebo Tikutis.[84] Naopak ve slovanském makedonském folklóru byla Capella Jastreb „jestřáb“, létající vysoko nad a připravený vrhnout se na Matku Slepici (Plejády) a Kohouta (Nath).[85]

Astrologicky, Capella předznamenává občanské a válečný vyznamenání a bohatství.[35] V Středověk, bylo to považováno za Behenianská stálice s kamenem safír a rostliny horehound, máta, pelyněk a mandragora jako atributy. Cornelius Agrippa uvedena jeho kabalistický podepsat Agrippa1531 Hircus.png se jménem Hircus (Latinsky pro koza).[86][87]

v Hinduistická mytologie, Capella byla považována za srdce Brahma, Brahma Hṛdaya.[35] V tradičním Čínská astronomie, Capella byla součástí asterismus 五 車 (Wŭ chē; Angličtina: Pět vozů ), který sestával z Capelly společně s Beta Aurigae, Theta Aurigae, a Iota Aurigae, stejně jako Beta Tauri.[88][89] Jelikož to byla druhá hvězda v tomto asterismu, má čínské jméno 五 車 二 (Wŭ chē èr; Angličtina: Druhý z pěti vozů).[90]

v Kečuánština to bylo známé jako Colça;[35] Inkové měli hvězdu ve velké úctě.[91] Havajané považovali Capellu za součást asterismu Ke ka o Makali'i („Makali'i kauční kanoista“), který jim pomáhal navigovat na moři. Volala Hoku-lei "hvězdný věnec", tvořil tento asterismus s Procyon, Sírius, Castor a Pollux.[23] V tahitském folklóru byla Capella Tahi-ari'i, manželka Fa'a-nui (Auriga) a matka prince Ta'urua (Venuše ), který pluje na kánoi po obloze.[92] v Inuit astronomie, Capella, spolu s Menkalinanem (Beta Aurigae ), Pollux (Beta Geminorum) a Castor (Alpha Geminorum), vytvořil souhvězdí Quturjuuk „klíční kosti“, dva páry hvězd označující každou z kostí. Slouží k navigaci a udržování času v noci, souhvězdí bylo rozpoznáno z Aljaška do západního Grónska.[93] The Gwich'in viděl Capella a Menkalinan se formuje shreets'ą įį vidzee, pravé ucho velké cirkumpolární konstelace Yahdii, která pokrývala velkou část noční oblohy a jejíž orientace usnadňovala navigaci a měření času.[94]

v Australská domorodá mytologie pro Boorong lidé z Victoria, Capella byla Purra, klokan, pronásledován a zabit blízkými dvojčaty Gemini, Yurree (Castor ) a Wanjel (Pollux ).[95] The Wardaman lidé severní Austrálie znal hvězdu jako Yagalal, slavnostní rybí šupina, související s Guwambou barramundi (Aldebaran ).[96]

Jmenovec

V beletrii

Hlavní článek: Capella v beletrii

"Páteční dítě "epizoda z roku 1967 Star Trek: The Original Series napsáno DC Fontana se odehrává na fiktivní planetě Capella IV.[97] Dr. McCoy uvádí, že žili na planetě a byli obeznámeni s její kulturou.[98] Velmi uznávaný román z roku 1972 Posluchači zahrnuje program podobný SETI Země v komunikaci s mimozemskou civilizací v systému Capella.[99][100]

Poznámky

  1. ^ A b Týká se těžiště binárního systému Capella Aa / Ab. Vidět Svazek 1, Katalogy Hipparcos a Tycho, Evropská kosmická agentura, 1997, §2.3.4, a vstup v katalogu Hipparcos (CDS ID I / 239.)
  2. ^ vzdálenost mezi Zemí a Sluncem je jedna astronomická jednotka
  3. ^ Polaris je pouze druhá velikost.
  4. ^ Množství lithia, C12/C13 poměr C / N a všechny poklesly v Capella Aa, ale ne v Capella Ab.

Reference

  1. ^ A b C d E F van Leeuwen, F. (listopad 2007). Msgstr "Ověření nové redukce Hipparcos". Astronomie a astrofyzika. 474 (2): 653–64. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A & A ... 474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357. S2CID  18759600.
  2. ^ A b C d E F G h Hoffleit, Dorrit; Jaschek, Carlos (1991). "Katalog jasných hvězd". New Haven, Conn .: Yale University Observatory, 5. rev. Ed. Bibcode:1991bsc..kniha ..... H.
  3. ^ Petit, M. (1990). "Katalog proměnných nebo podezřelých hvězd poblíž Slunce". Dodatek k astronomii a astrofyzice. 85: 971. Bibcode:1990A & AS ... 85..971P.
  4. ^ A b Roeser, S .; Bastian, U. (1988). "Nový hvězdný katalog typu SAO". Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 74: 449. Bibcode:1988A & AS ... 74..449R. ISSN  0365-0138.
  5. ^ Eggen, Olin J. (1963). "Tříbarevná fotometrie komponent ve 228 širokých dvojitých a vícenásobných systémech". Astronomický deník. 68: 483. Bibcode:1963AJ ..... 68..483E. doi:10.1086/109000.
  6. ^ A b Cutri, R. M .; Skrutskie, M. F .; Van Dyk, S .; Beichman, C. A .; Carpenter, J. M .; Chester, T .; Cambresy, L .; Evans, T .; Fowler, J .; Gizis, J .; Howard, E .; Huchra, J .; Jarrett, T .; Kopan, E. L .; Kirkpatrick, J. D .; Light, R. M .; Marsh, K. A .; McCallon, H .; Schneider, S .; Stiening, R .; Sykes, M .; Weinberg, M .; Wheaton, W. A .; Wheelock, S .; Zacarias, N. (2003). „Online katalog dat VizieR: 2MASS All-Sky Catalogue of Point Sources (Cutri + 2003)“. Online katalog VizieR: II / 246. Původně publikováno v: 2003yCat.2246 ... 0C. 2246: II / 246. Bibcode:2003yCat.2246 ... 0C.
  7. ^ Agrawal, P. C .; Rao, A. R .; Sreekantan, B.V. (1986). „Studie rentgenové emise v klidovém stavu ze světlic hvězd“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 219 (2): 225. Bibcode:1986MNRAS.219..225A. doi:10.1093 / mnras / 219.2.225. ISSN  0035-8711.
  8. ^ A b Keenan, Philip C; McNeil, Raymond C (1989). "Perkinsův katalog revidovaných typů MK pro chladnější hvězdy". Astrophysical Journal Supplement Series. 71: 245. Bibcode:1989ApJS ... 71..245K. doi:10.1086/191373.
  9. ^ A b Audard, M (2002). Vyšetřování hvězdných koron s XMM-Newton. 34. vědecké shromáždění COSPAR. 34. Bibcode:2002cosp ... 34E1599A.
  10. ^ A b Samus, N. N .; Durlevich, O. V .; et al. (2009). „Online katalog dat VizieR: Obecný katalog proměnných hvězd (Samus + 2007–2013)“. Online katalog VizieR: B / GCVS. Původně publikováno v: 2009yCat .... 102025S. 1: B / GCVS. Bibcode:2009yCat .... 102025S.
  11. ^ A b C Strassmeier, K. G .; Fekel, F. C. (1990). "Spektrální klasifikace chromosféricky aktivních dvojhvězd s kompozitními spektry". Astronomie a astrofyzika. 230: 389. Bibcode:1990A & A ... 230..389S.
  12. ^ Joy, Alfred H.; Abt, Helmut A. (1974). "Spektrální typy M trpasličích hvězd". Dodatek k astrofyzikálnímu deníku. 28: 1. Bibcode:1974ApJS ... 28 ... 1J. doi:10.1086/190307.
  13. ^ A b C d GJ 195, položka katalogu, Předběžná verze třetího katalogu blízkých hvězd, Gliese, Wilhelm; Jahreiss, H. 1991, CDS ID V / 70A.
  14. ^ A b Stauffer, J. R .; Hartmann, L. W. (1986). "Chromosférická aktivita, kinematika a metalíza blízkých M trpaslíků". Astrophysical Journal Supplement Series. 61: 531. Bibcode:1986ApJS ... 61..531S. doi:10.1086/191123.; viz tabulka 1.
  15. ^ Bidelman, W. P. (1985). „Spektrální klasifikace hvězd správného pohybu G. P. Kuipera“. Astrophysical Journal Supplement Series. 59: 197. Bibcode:1985ApJS ... 59..197B. doi:10.1086/191069. ISSN  0067-0049.
  16. ^ A b C d E F G h i j k l m n Ó p q r s t Torres, Guillermo; Claret, Antonio; Pavlovski, Krešimir; Dotter, Aaron (2015). „Capella (α Aurigae) Revisited: New Binary Orbit, Physical Properties, and Evolutionary State“. Astrofyzikální deník. 807 (1): 26. arXiv:1505.07461. Bibcode:2015ApJ ... 807 ... 26T. doi:10.1088 / 0004-637X / 807/1/26. S2CID  55901109.
  17. ^ A b C Brown, A. G. A .; et al. (Spolupráce Gaia) (srpen 2018). "Gaia Vydání dat 2: Souhrn obsahu a vlastnosti průzkumu ". Astronomie a astrofyzika. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A & A ... 616A ... 1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Záznam Gaia DR2 pro tento zdroj na Vezír.
  18. ^ A b C d E Leggett, S.K .; Allard, F .; Berriman, Graham; Dahn, Conard C .; Hauschildt, Peter H. (1996). „Infračervené spektrum hvězd s nízkou hmotností: Směrem k teplotní stupnici pro červené trpaslíky“. Astrophysical Journal Supplement Series. 104: 117. Bibcode:1996ApJS..104..117L. doi:10.1086/192295. S2CID  121534198.; viz tabulky 3, 6 a 7.
  19. ^ A b C Brown, A. G. A .; et al. (Spolupráce Gaia) (srpen 2018). "Gaia Vydání dat 2: Souhrn obsahu a vlastnosti průzkumu ". Astronomie a astrofyzika. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A & A ... 616A ... 1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Záznam Gaia DR2 pro tento zdroj na Vezír.
  20. ^ Johnson, H.M. (1983). "Počátky a věky rentgenových světelných trpasličích M hvězd". Astrofyzikální deník. 273: 702. Bibcode:1983ApJ ... 273..702J. doi:10.1086/161405.
  21. ^ A b Fischer, Debra A.; Marcy, Geoffrey W. (1992). "Násobnost mezi M trpaslíky". Astrofyzikální deník. 396: 178. Bibcode:1992ApJ ... 396..178F. doi:10.1086/171708.; viz tabulka 1.
  22. ^ NAME CAPELLA - Proměnná typu RS CVn, záznam do databáze, SIMBAD. Přístup online 23. prosince 2008.
  23. ^ A b Brosch 2008, str. 46.
  24. ^ A b C Vstup 05167 + 4600, Washingtonský dvojhvězdný katalog Archivováno 16. 8. 2011 na Wayback Machine, Námořní observatoř Spojených států. Přístup online 24. prosince 2008.
  25. ^ G 96-29 - Hvězda vysokého správného pohybu, záznam do databáze, SIMBAD. Přístup online 23. prosince 2008.
  26. ^ JMÉNO CAPELLA L - Hvězda ve dvojitém systému, záznam do databáze, SIMBAD. Přístup online 23. prosince 2008.
  27. ^ Kunitzsch, Paul; Chytrý, Tim (2006). Slovník moderních hvězdných jmen: Krátký průvodce 254 hvězdnými jmény a jejich odvozeninami (2. rev. Vyd.). Sky Pub. str. 19. ISBN  978-1-931559-44-7.
  28. ^ Mamajek, Eric; García, Beatriz; Hamacher, Duane; Montmerle, Thierry; Pasachoff, Jay; Ridpath, Ian; Sun, Xiaochun; van Gent, Robert (2016). „Pracovní skupina IAU pro názvy hvězd (WGSN)“. Citováno 22. května 2016.
  29. ^ Mamajek, Eric; García, Beatriz; Hamacher, Duane; Montmerle, Thierry; Pasachoff, Jay; Ridpath, Ian; Sun, Xiaochun; van Gent, Robert. „Bulletin pracovní skupiny IAU pro jména hvězd, č. 1“ (PDF). Citováno 28. července 2016.
  30. ^ Mamajek, Eric; García, Beatriz; Hamacher, Duane; Montmerle, Thierry; Pasachoff, Jay; Ridpath, Ian; Sun, Xiaochun; van Gent, Robert (červenec 2016). „Katalog hvězdných jmen IAU“. Citováno 28. července 2016.
  31. ^ http://www.pas.rochester.edu/~emamajek/WGSN/IAU-CSN.txt
  32. ^ Schaaf 2008, str. 155.
  33. ^ A b Schaaf 2008, str. 152.
  34. ^ Rogers, John H. (1998). „Počátky starověkých souhvězdí: I. Mezopotamské tradice“. Journal of the British Astronomical Association. 108 (1): 9–28. Bibcode:1998 JBAA..108 .... 9R.
  35. ^ A b C d Allen 2013, str. 88.
  36. ^ A b Allen 2013, str. 86.
  37. ^ Aveni, Anthony F.; Linsley, Robert M. (1972). „Mohyla J, Monte Albán: Možná astronomická orientace“. Americký starověk. 37 (4): 528–31. doi:10.2307/278959. JSTOR  278959.
  38. ^ Campbell, William Wallace (Říjen 1899). "Spektroskopická binární Capella". Astrofyzikální deník. 10: 177. Bibcode:1899ApJ .... 10..177C. doi:10.1086/140625.
  39. ^ Newall, Hugh Frank (Prosinec 1899). "Variabilní rychlosti hvězd v zorném poli". Hvězdárna. 22: 436–37. Bibcode:1899Obs ... 22..436N.
  40. ^ Newall, Hugh Frank (březen 1900). „Binární systém Capella“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 60 (6): 418–20. Bibcode:1900MNRAS..60..418N. doi:10,1093 / mnras / 60,6,418.
  41. ^ A b C d Torres, Guillermo; Claret, Antonio; Young, Patrick A. (2009). „Binární oběžná dráha, fyzikální vlastnosti a evoluční stav Capella (α Aurigae)“ (PDF). Astrofyzikální deník. 700 (2): 1349–81. arXiv:0906.0977. Bibcode:2009ApJ ... 700.1349T. doi:10.1088 / 0004-637X / 700/2/1349. S2CID  16052567.
  42. ^ Mason, B. (22. – 25. Srpna 2006). "Klasická pozorování vizuální binární a více hvězd". Ve William I. Hartkopf; Edward F. Guinan; Petr Harmanec (eds.). Binární hvězdy jako kritické nástroje a testy současné astrofyziky, sborník z 240. sympozia Mezinárodní astronomické unie, pořádané v Praze, Česká republika. Sborník Mezinárodní astronomické unie. 2. str. 88–96 [94]. doi:10.1017 / S1743921307003857. ISBN  978-0-521-86348-3.
  43. ^ Anderson, John A. (1920). "Aplikace Michelsonovy metody interferometru na měření blízkých dvojhvězd". Astrofyzikální deník. 51: 263–75. Bibcode:1920ApJ .... 51..263A. doi:10.1086/142551.
  44. ^ Tubbs, Bob (duben 1997). „Moderní optická interferometrie“. Archivovány od originál dne 2017-04-20. Citováno 19. dubna 2017.
  45. ^ Hummel, C. A .; Armstrong, J. T .; Quirrenbach, A .; Buscher, D.F .; Mozurkewich, D .; Elias, N. M., II; Wilson, R. E. (1994). "Velmi přesná oběžná dráha Capella dlouhou interferometrií základní linie". Astronomický deník. 107: 1859. Bibcode:1994AJ .... 107.1859H. doi:10.1086/116995. Viz §1 pro spektrální typy, tabulka 1 pro oběžnou dráhu, tabulka 5 pro hvězdné parametry a §6.3 pro věk systému.
  46. ^ Baldwin, J. E.; Beckett, M. G .; Boysen, R. C .; Burns, D .; Buscher, D.F .; Cox, G. C .; Haniff, C. A .; Mackay, C. D .; Slavík, N. S .; Rogers, J .; Scheuer, P. A. G .; Scott, T. R.; Tuthill, P. G .; Warner, P. J .; Wilson, D. M. A .; Wilson, R. W. (1996). "První snímky z pole pro syntézu optických otvorů: mapování Capella s COAST ve dvou epochách". Astronomie a astrofyzika. 306: L13 – L16. Bibcode:1996A & A ... 306L..13B..
  47. ^ Furuhjelm, Ragnar (Duben 1914). „Ein schwacher Begleiter zu Capella“. Astronomische Nachrichten (v němčině). 197 (11): 181–82. Bibcode:1914AN .... 197..181F. doi:10.1002 / asna.19141971103. 4715.
  48. ^ Stearns, Carl L. (červenec 1936). "Poznámka o duplicitě Capella H". Astronomický deník. 45 (1048): 120. Bibcode:1936AJ ..... 45..120S. doi:10.1086/105349..
  49. ^ Kuiper, Gerard P. (Říjen 1936). "Potvrzení duplicity Capella H". Astrofyzikální deník. 84: 359. Bibcode:1936ApJ ... 84Q.359K. doi:10.1086/143788.
  50. ^ Fisher, Philip C .; Meyerott, Arthur J. (1964). „Stellar X-Ray Emission“. Astrofyzikální deník. 139 (1): 123–42. Bibcode:1964ApJ ... 139..123F. doi:10.1086/147742.
  51. ^ A b C Catura, R. C .; Acton, L. W .; Johnson, H. M. (1975). "Důkazy o rentgenových emisích z Capella". Astrofyzikální deník. 196 (bod 2): L47–49. Bibcode:1975ApJ ... 196L..47C. doi:10.1086/181741.
  52. ^ Ishibashi, Kazunori; Dewey, Daniel; Huenemoerder, David P .; Testa, Paola (2006). „Chandra / HETGS Observations of the Capella System: The Primary as a Dominating X-Ray Source“. Astrofyzikální deník. 644 (2): L117–20. arXiv:astro-ph / 0605383. Bibcode:2006ApJ ... 644L.117I. doi:10.1086/505702. S2CID  119444967.
  53. ^ Güdel, Manuel (2004). „Rentgenová astronomie hvězdných koron“. The Astronomy and Astrophysics Review. 12 (2–3): 71–237. arXiv:astro-ph / 0406661. Bibcode:2004A & ARv..12 ... 71G. doi:10.1007 / s00159-004-0023-2. S2CID  119509015.
  54. ^ Schaaf 2008, str. 146.
  55. ^ Burnham 1978, str. 261.
  56. ^ Arnold, H. P. (1999). Fotografický atlas hvězd. IOP Publishing Ltd. str. 68. ISBN  978-0-7503-0654-6.
  57. ^ Ball, Robert (2014) [1900]. Astronomický základ. Cambridge University Press. 194–95. ISBN  978-1-107-42743-3.
  58. ^ Ridpath & Tirion 2001, str. 86–88.
  59. ^ Bailer-Jones, C. A. L. (2015). "Blízká setkání hvězdného druhu". Astronomie a astrofyzika. 575: 13. arXiv:1412.3648. Bibcode:2015A & A ... 575A..35B. doi:10.1051/0004-6361/201425221. S2CID  59039482. A35.
  60. ^ Tomkin, Jocelyn (duben 1998). „Once and Future Celestial Kings“. Obloha a dalekohled. 95 (4): 59–63. Bibcode:1998S & T .... 95d..59T. - na základě výpočtů z Hipparcos data. (Výpočty nezahrnují hvězdy, jejichž vzdálenost nebo správný pohyb je nejistý.) [1][2]
  61. ^ A b Eggen, Olin J. (1960). „Stellar Groups, VII. The Structure of the Hyades Group“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 120 (6): 540–62. Bibcode:1960MNRAS.120..540E. doi:10,1093 / mnras / 120,6,540.
  62. ^ Schaaf 2008, str. 154.
  63. ^ A b Ayres, Thomas R. (1984). „Capella HL“. Skvělé hvězdy, hvězdné systémy a slunce. Skvělé hvězdy. Přednášky z fyziky. 193. str. 202. Bibcode:1984LNP ... 193..202A. doi:10.1007/3-540-12907-3_204. ISBN  978-3-540-12907-3.
  64. ^ A b Burnham 1978, str. 264.
  65. ^ Skiff, Brian A. (2014). „Online datový katalog VizieR: Katalog hvězdných spektrálních klasifikací (Skiff, 2009–2016)“. Online katalog VizieR: B / Mk. Původně publikováno v: Lowell Observatory (říjen 2014). 1: B / mk. Bibcode:2014yCat .... 1.2023S.
  66. ^ A b Weber, M .; Strassmeier, K. G. (2011). "Spektroskopická oběžná dráha Capella Revisited". Astronomie a astrofyzika. 531: id.A89 (5 stran). arXiv:1104.0342. Bibcode:2011A & A ... 531A..89W. doi:10.1051/0004-6361/201116885. S2CID  119184231.
  67. ^ Hutter, D. J .; Zavala, R. T .; Tycner, C .; Benson, J. A .; Hummel, C. A .; Sanborn, J .; Franz, O. G .; Johnston, K. J. (2016). „Průzkum jasných hvězd optickou interferometrií. I. Hledání multiplicity mezi hvězdami spektrálních typů F – K“. Astrophysical Journal Supplement Series. 227 (1): 4. arXiv:1609.05254. Bibcode:2016ApJS..227 .... 4H. doi:10.3847/0067-0049/227/1/4. S2CID  118803592.
  68. ^ Schaaf 2008, str. 153–55.
  69. ^ Argiroffi, C .; Maggio, A .; Peres, G. (2003). „O koronálních strukturách a jejich variabilitě v aktivních hvězdách: Případ Capella pozorovaný u Chandra / LETGS“. Astronomie a astrofyzika. 404 (3): 1033. Bibcode:2003A & A ... 404.1033A. doi:10.1051/0004-6361:20030497.
  70. ^ A b Heintz, W.D. (1975). "Paralaxa a pohyby systému Capella". Astrofyzikální deník. 195: 411. Bibcode:1975ApJ ... 195..411H. doi:10.1086/153340.
  71. ^ A b Heckmann, O. (1975). „AGK 3. Hvězdný katalog pozic a správných pohybů severně od -2,5 stupně. Deklinace“. Hamburg-Bergedorf: Hamburger Sternwarte. Bibcode:1975ascp.book ..... H.
  72. ^ Gontcharov, G. A. (2012). "Prostorové rozdělení a kinematika OB hvězd". Dopisy o astronomii. 38 (11): 694–706. arXiv:1606.09028. Bibcode:2012AstL ... 38..694G. doi:10.1134 / S1063773712110035. S2CID  119108982.
  73. ^ A b Hoffman, John; Günther, Hans M .; Wright, Nicholas J. (2012). "Omezení všudypřítomnosti koronálních rentgenových cyklů". Astrofyzikální deník. 759 (2): 145. arXiv:1209.5101. Bibcode:2012ApJ ... 759..145H. doi:10.1088 / 0004-637X / 759/2/145. S2CID  118365710.
  74. ^ Nichols, Joy S .; Henden, Arne A .; Huenemoerder, David P .; Lauer, Jennifer L .; Martin, Eric; Morgan, Douglas L .; Sundheim, Beth A. (2010). „Katalog proměnných vodítek Chandra“ (PDF). Dodatek Astrophysical Journal. 188 (2): 473. Bibcode:2010ApJS..188..473N. doi:10.1088/0067-0049/188/2/473. hdl:1721.1/95684.
  75. ^ Schlimmer, J. (2010). „Měření dvojhvězdy pomocí webové kamery, výroční zpráva za rok 2009“. Journal of Double Star Observations. 6 (3): 197. Bibcode:2010JDSO .... 6..197S.
  76. ^ Shaya, Ed J .; Olling, Rob P. (2011). „Very Wide Binaries and Other Comoving Stellar Companions: A Bayesian Analysis of the Hipparcos Catalogue“. Dodatek Astrophysical Journal. 192 (1): 2. arXiv:1007.0425. Bibcode:2011ApJS..192 .... 2S. doi:10.1088/0067-0049/192/1/2. S2CID  119226823.
  77. ^ Hełminiak, K. G .; Konacki, M .; Kulkarni, S. R .; Eisner, J. (2009). „Přesná astrometrie vzorku skvrnitých dvojhvězd a násobků s adaptivní optikou v dalekohledech Hale a Keck II“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 400 (1): 406–421. arXiv:0908.3468. Bibcode:2009MNRAS.400..406H. doi:10.1111 / j.1365-2966.2009.15495.x. S2CID  14169943.
  78. ^ Wagman, Morton (2003). Lost Stars: Lost, Missing and Troublesome Stars from the Catalogs of Johannes Bayer, Nicholas Louis de Lacaille, John Flamsteed, and Sundry others. Nakladatelská společnost McDonald & Woodward. str. 503. ISBN  978-0-939923-78-6.
  79. ^ Winterburn 2009, str. 131.
  80. ^ Ridpath, Iane. "Auriga". Hvězdné příběhy. self-publikoval. Citováno 4. března 2014.
  81. ^ A b C Allen 2013, str. 87.
  82. ^ Edward William Lane Arabsko-anglický lexikon: cwq
  83. ^ Bailey, Clinton (1974). „Beduínský Star-Lore na Sinaji a v Negevu“. Bulletin of the School of Oriental and African Studies, University of London. 37 (3): 580–96. doi:10.1017 / s0041977x00127491. JSTOR  613801.
  84. ^ Straižys, V .; Klimka, L. (1997). „Kosmologie starověkých Baltů“. Časopis pro historii astronomie, dodatek k archeoastronomii. 28 (22): S57. Bibcode:1997JHAS ... 28 ... 57S. doi:10.1177/002182869702802207. S2CID  117470993.
  85. ^ Cenev, Gjore (2008). „Makedonské lidové souhvězdí“. Publikace Astronomické observatoře v Bělehradě. 85: 97–109. Bibcode:2008POBeo..85 ... 97C.
  86. ^ Henry Cornelius Agrippa (1651). Filozofie přírodní magie. Přeložil J. F. Library of Alexandria. str. 29. ISBN  978-1-4655-7650-7.
  87. ^ Heinrich Cornelius Agrippa von Nettesheim (1967) [1533]. De Occulta Philosophia (v latině). Reichl Verlag. str. 17. ISBN  978-3-87667-021-8.
  88. ^ „AEEA 天文 教育 資訊 網, Výstavní a vzdělávací činnost v astronomii“ (v čínštině). Národní muzeum přírodních věd, Tchaj-wan. Citováno 31. prosince 2008.
  89. ^ Kelley, David H .; Milone, E. F .; Aveni, Anthony F. (2005). Exploring Ancient Skies: An Encyclopedic Survey of Archaeoastronomy. Birkhäuser. str. 322. ISBN  978-0-387-95310-6.
  90. ^ „香港 太空 館 - 研究 資源 - 亮 星 中 英 對照 表 (čínská / anglická jména hvězd)“ (v čínštině). Hongkongské vesmírné muzeum. Archivovány od originál dne 29. září 2009. Citováno 31. prosince 2008.
  91. ^ Antoniadi, E.M. (1942). „L'Astronomie des Incas et des Anciens Peruviens“. L'Astronomie (francouzsky). 56: 137–39. Bibcode:1942LAstr..56..137A.
  92. ^ Henry, Teuire (1907). „Tahitian Astronomy: Birth of Heavenly Bodies“. The Journal of the Polynesian Society. 16 (2): 101–04. JSTOR  20700813.
  93. ^ MacDonald, John (1998). The Arctic Sky: Inuit Astronomy, Star Lore a Legend. Royal Ontario Museum / Nunavut Research Institute. str.65–67. ISBN  978-0-88854-427-8.
  94. ^ Cannon, Chris; Holton, Gary (2014). „Nově zdokumentované celooblohové cirkumpolární souhvězdí v aljašském Gwich'inu“. Arktická antropologie. 51 (2): 1–8. doi:10.3368 / aa.51.2.1. S2CID  164631823.
  95. ^ Stanbridge, William Edward (1857). „O astronomii a mytologii domorodých obyvatel Viktorie“. Sborník Filozofického institutu ve Victorii. 2: 140. Bibcode:1857PPIVT ... 2..137S.
  96. ^ Harney, Bill Yidumduma; Cairns, Hugh C. (2004) [2003]. Temné prskavky (Přepracované vydání.). Hugh C. Cairns. 204–05. ISBN  978-0-9750908-0-0.
  97. ^ Schaaf 2008, str. 153.
  98. ^ Telotte, J. P. (2008). Základní čtečka sci-fi televize. University Press of Kentucky. str. 202. ISBN  978-0-8131-2492-6.
  99. ^ „Spisovatelé a vědci pojmenovávají sci-fi knihy, které by se měly nazývat klasikou“. The Washington Post. 1. listopadu 2010.
  100. ^ Page, Michael R. (2017). Záchrana světa sci-fi: James Gunn, spisovatel, učitel a vědec. McFarland. str. 191. ISBN  978-1-4766-6309-8.

Zdroje

Souřadnice: Mapa oblohy 05h 16m 41.3591s, 45° 59′ 52.768″