Прејди на содржината

Капела (ѕвезда)

Од Википедија — слободната енциклопедија
Капела (ѕвезда)
Местоположба на Капела Аа, како најсветла ѕвезда
Податоци од набљудување
Епоха J2000.0      Рамноденица J2000.0 (МНКС)
Соѕвездие Кочијаш
A
Ректасцензија 05ч 16м &1000000000413587100000041,35871с[1][note 1]
Деклинација +45° 59′ &1000000000052769300000052,7693″[1][note 1]
Привидна величина (V) +0.08[2] (+0.03 – +0.16[3])
H
Ректасцензија 05ч 17м &1000000000002372800000023,728с[4]
Деклинација +45° 50′ &1000000000000229700000022,97″[4]
Привидна величина (V) 10.16[5]
L
Ректасцензија 05ч 17м &1000000000002394300000023,943с[6]
Деклинација +45° 50′ &1000000000000198400000019,84″[6]
Привидна величина (V) 13.7[7]
Особености
{{{компонента}}}
Спектрален тип G3III:[8]
U−B Боен показател +0.44[2]
B−V Боен показател +0.80[2]
V−R Боен показател −0.3[2]
R−I Боен показател +0.44[2]
Променлив тип RS CVn[9] (можно[10]

)

{{{компонента}}}
Развојна фаза Red clump[11]
Спектрален тип K0III[12]
{{{компонента}}}
Развојна фаза Подџин[11]
Спектрален тип G1III[12]
{{{компонента}}}
Развојна фаза Главна низа (црвено џуџе)[13]
Спектрален тип M2.5 V[14]
U−B Боен показател 1.24[15]
B−V Боен показател 1.50[13]
R−I Боен показател 0.91[13]
{{{компонента}}}
Развојна фаза Главна низа (црвено џуџе)
Спектрален тип M4:[16]
Астрометрија
A
Радијална брзина (Rv)+29.9387±0.0032[11] км/с
Сопствено движење (μ) Рект: 75.52[1] млс/г
Дек.: −427.11[1] млс/г
Паралакса (π)76.20 ± 0.46[1] млс
Оддалеченост42.919±0.049 сг
(13.159±0.015[11] пс)
Aa
Апсолутна величина (MV)+0.296[11]
Ab
Апсолутна величина (MV)+0.167[11]
HL
Радијална брзина (Rv)31.63±0.14[11] км/с
H
Сопствено движење (μ) Рект: 88.57[17] млс/г
Дек.: −428.91[17] млс/г
Паралакса (π)74.9521 ± 0.0188[18] млс
Оддалеченост43,52 ± 0,01 сг
(13,342 ± 0,003 пс)
Апсолутна величина (MV)9.53[19]
L
Сопствено движење (μ) РА: 54.1[20] млс/г
Дек.: −417.5[17] млс/г
Паралакса (π)75.1838 ± 0.0534[21] млс
Оддалеченост43,38 ± 0,03 сг
(13,301 ± 0,009 пс)
Апсолутна величина (MV)13.1[22]
Орбита[11]
ГлавнаAa
ПридружникAb
Период (P)104,02128 ± 0,00016 days
Голема полуоска (a)0,056442 ± 0,000023"
(0,74272 ± 0,00069)
Занесеност (e)0,00089 ± 0,00011
Наклон (i)137,156 ± 0,046°
Должина (Ω)40,522 ± 0,039°
Перицентарска епоха (T)2.448.147,6 ± 2,6
Аргумент на перицентарот (ω)
(главна)		342,6 ± 9,0°
Полузамав (K1)
(главна)		25,9611 ± 0,0044 км/с
Полузамав (K2)
(споредна)		26,860 ± 0,0017 км/с
Орбита[11]
ГлавнаH
ПридружникL
Период (P)300 г.
Голема полуоска (a)3.5"
(40[23])
Занесеност (e)0.75
Наклон (i)52°
Должина (Ω)288°
Перицентарска епоха (T)2,220
Аргумент на перицентарот (ω)
(споредна)		88°
Податоци [11]
A
Податоци
Aa
Маса2.5687±0.0074 M☉
Полупречник11.98±0.57 R☉
Површ. грав. (log g)2.691±0.041
Сјајност (болометричка)78.7±4.2 L☉
Температура4,970±50 K
Вртење104±3 days
Вртежна брзина (v sin i)4.1±0.4 км/с
Ab
Маса2.4828±0.0067 M☉
Полупречник8.83±0.33 R☉
Површинска гравитација (log g)2.941±0.032
Сјајност (болометричка)72.7±3.6 L☉
Температура5,730±60 K
Вртење8.5±0.2 days
Вртежна брзина (v sin i)35.0±0.5 км/с
Податоци
H
Маса0.57[11][23] M☉
Полупречник0.54±0.03[19] R☉
Површ. грав. (log g)4.75±0.05
Сјајност (болометричка)0.05[19] L☉
Температура3,700±150[19] K
L
Маса0.53[11] M☉
Други ознаки
Alhajoth, Hokulei, α Aurigae, 13 Aurigae, BD+45 1077, FK5 193, GC 6427, HD 34029, HIP 24608, HR 1708, SAO 40186, PPM 47925, ADS 3841, CCDM J05168+4559, WDS 05167+4600, LTT 11619, NLTT 14766[2][24][25][15]
Наводи во бази
SIMBAD— Capella
— Capella H
— Capella L

Капела — најсветлата ѕвезда во северното соѕвездие Кочијаш. Ја има бајеровата ознака α Aurigae, која е латинизирана во Alpha Aurigae и скратено Alpha Aur или α Aur. Капела е шестата најсветла ѕвезда на ноќното небо и трета најсветла на северната небесна полутопка по Арктур и Вега. Како истакнат објект на северното зимско небо, Капела е циркуполарна за набљудувачите северно од 44°С. Нејзиното име што значи „малечка коза“ на латински, ја прикажува козата Амалтеја која го дои Зевс во класичната митологија. Капела е релативно блиску, на 42.9 светлосни години од Сонцето. Таа е една од најсветлите извори на Х-зраци на небото, за која се смета дека доаѓа првенствено од короната на Капела Аа.

Иако се смета дека е ѕвезда видлива со голо око, Капела е всушност четирикратен ѕвезден систем организиран во два бинарни парови, составен од ѕвездите Капела Aa, Капела Ab, Капела H и Капела L. Примарниот пар, Капела Aa и Капела Ab, се две светло-жолти џиновски ѕвезди, и двете се околу 2,5 пати помасивни од Сонцето . Секундарниот пар, Капела H и Капела L, се околу 10.000 астрономски единици (AU) [note 2] од првиот и се две слаби, мали и релативно ладни црвени џуџиња..

Капела Aa и Капела Ab го исцрпиле своето јадро водород и се оладиле и се прошириле, поместувајќи се од главната низа. Тие се наоѓаат во многу тесна кружна орбита оддалечена околу 0,74 астрономски единици и орбитираат едни со други на секои 104 дена. Капела Aa е поладна и посветла од двете со спектрална класа K0III; таа е 78,7 ± 4,2 пати поголема од Сончевата сјајност и 11,98 ± 0,57 пати поголема од неговиот полупречник. Ѕвезда која старее во црвена грутка, таа спојува хелиум со јаглерод и кислород во нејзиното јадро. Капела Ab е малку помала и потопла и од спектрална класа G1III; таа е 72,7 ± 3,6 пати посветлла од Сонцето и 8,83 ± 0,33 пати поголема од неговиот пречник. Се наоѓа во јазот Херцшпрунг, што одговара на кратка подџиновска еволутивна фаза додека се шири и лади за да стане црвен џин. Неколку други ѕвезди во истото визуелно поле се каталогизирани како придружници, но се физички неповрзани.

Номенклатура

[уреди | уреди извор]
Капела е најсветлата ѕвезда во соѕвездието Кочијаш (горе лево).

α Aurigae (латинизирано во Alpha Aurigae ) е бајерово означување на ѕвездениот систем. Го има и флемстидовото означување 13 Aurigae. Наведена е во неколку каталози со повеќе ѕвезди како ADS 3841, CCDM J05168+4559 и WDS J05167+4600. Како релативно близок ѕвезден систем, Капела е наведена во Глизеовиот каталог со ознаки GJ 194 за светлиот пар џинови и GJ 195 за слабиот пар црвени џуџиња.

Традиционалното име Капела е латински за (мала) женска коза; алтернативното име Капра почесто се користело во класично време.[26] Тоа е превод на грчкото име на ѕвезда Aἴξ (aix) што значи „Коза“. Бидејќи звукот на грчкиот термин за коза (aἴξ) е сличен на звукот на името на Егејското Море, оваа ѕвезда се користела за временски правила и за одредување на сезонскиот правец на ветерот.[27] Во 2016 година, Меѓународниот астрономски сојуз (МАС)организирал Работна група за имиња на ѕвезди (РГИЅ) [28] за да ги каталогизира и стандардизира соодветните имиња за ѕвездите. Првиот билтен на РГИЅ од јули 2016 година [29] вклучил табела со првите две групи на имиња одобрени од РГИЅ; кој ја вклучувала Капела за оваа ѕвезда. Денес е внесена во Каталогот на имиња на ѕвезди на МАС.[30] Каталогот на имиња на ѕвезди ја наведува Капела како што се однесува на ѕвездата α Aurigae Aa.[31]

Историја на набљудување

[уреди | уреди извор]

Капела била најсветлата ѕвезда на ноќното небо од пред 210.000 години до пред 160.000 години, со околу -1,8 привидна светлинска величина. Со −1,1, Алдебаран била најсветла пред овој период; Алдебаран и Капела биле сместени прилично блиску една до друга на небото и приближно се приближувале до бореалните поларни ѕвезди во тоа време. [32]

some ancient stone ruins of buildings in a sandy area
Објект Ј (преден план) во Монте Албан

Се смета дека Капела се споменува во акадски натпис кој датира од 20 век п.н.е. [32] Нејзината симболика поврзана со коза датира од Месопотамија како соѕвездие наречено „ГАМ“, „Гамлум“ или „МУЛ.ГАМ“ во документот МУЛ.АПИН од 7 век п.н.е. ГАМ претставувала шмизла или измамник и можеби ја претставувала самата ѕвезда или соѕвездието Кочијаш како целина. Подоцна, бедуинските астрономи создале соѕвездија кои биле групи на животни, каде што секоја ѕвезда претставувала едно животно. Ѕвездите на Кочијаш сочинуваат стадо кози, асоцијација исто така присутна во грчката митологија.[33] Во англиската литература понекогаш се нарекува и Овчарска ѕвезда. [34] Капела се сметала за предзнак за дожд во класичното време. [34]

Објектот Ј на предколумбиската локација Монте Албан во државата Оахака во Мексико била изградена околу 275 п.н.е., на различна ориентација од другите структури во комплексот. Нејзините скали се порамнети нормално на издигнувањето на Капела во тоа време, така што лицето кое гледа низ вратата на зградата би се соочило директно со неа. Капела е значајна бидејќи нејзиното спирално издигнување се случило во рок од еден ден откако Сонцето поминало директно над Монте Албан.[35]

Повеќекратен статус

[уреди | уреди извор]

Професорот Вилијам Валас Кембел од опсерваторијата „Лик“ објавил дека Капела е бинарна во 1899 година, врз основа на спектроскопски набљудувања - тој забележал на фотографските плочи направени од август 1896 до февруари 1897 година дека се појавил втор спектар надреден над првиот и дека има доплеров ефект на поместување до виолетова во септември и октомври и до црвено во ноември и февруари - што покажува дека компонентите се движат кон и подалеку од Земјата (и оттаму кружат една околу друга).[36][37] Речиси истовремено, британскиот астроном Хју Њуал го набљудувал неговиот композитен спектар со спектроскоп од четири призми прикачени на 25 инчи (64 cм) телескопот во Кембриџ во јули 1899 година, заклучувајќи дека се работи за двоен ѕвезден систем.[38]

Многу набљудувачи се обиделе да ги препознаат составните ѕвезди без успех.[39] Познат како „Пријателот на интерферометристот“, првпат бил решен интерферометриски во 1919 година од Џон Андерсон и Френсис Пис во опсерваторијата „Маунт Вилсон“, кои објавиле орбита во 1920 година врз основа на нивните набљудувања.[40][41] Ова било првото интерферометриско мерење на кој било објект надвор од Сончевиот систем.[42] Орбита со висока прецизност била објавена во 1994 година врз основа на набљудувањата на Ѕвездениот интерферометар Марк III, повторно во опсерваторијата Маунт Вилсон.[43] Капела, исто така, станала првиот астрономски објект снимен со посебен елемент оптички интерферометар од телескопот за синтеза на оптичка бленда во Кембриџ во септември 1995 година.[44]

Во 1914 година, финскиот астроном Рагнар Фурухјелм забележал дека спектроскопската бинарна ѕвезда има бледа придружна ѕвезда, која, бидејќи нејзиното правилно движење било слично на движењето на спектроскопското бинарно, веројатно е физички врзано за неа.[45] Во февруари 1936 година, Карл Л. Стернс забележал дека овој придружник се смета дека е двоен сам по себе;[46] ова било потврдено во септември истата година од Џерард Кајпер. Овој пар е означен како Капела H и L.[47]

Извор на Х-зраци

[уреди | уреди извор]

Два ракетни летови Aerobee-Hi на 20 септември 1962 година и на 15 март 1963 година, откриле и потврдиле извор на Х-зраци во Кочијаш на RA 05ч 09м декември +45°, идентификуван како Капела.[48] Голема пресвртница во астрономијата на ѕвездените рендгенски зраци се случила на 5 април 1974 година, со откривање на најсилната емисија на Х-зраци до тоа време [49] од Капела, измерена со повеќе од 10.000 пати поголема од сјајноста на рендгенските зраци. Сонцето.[50] Еден ракетен лет на тој датум накратко го калибрирал неговиот систем за контрола на ставот кога сензорот за ѕвезда ја насочил оската на товарот кон Капела. Во текот на овој период, рендгенските зраци во опсегот 0,2-1,6 keV биле откриени со систем на рефлектор на Х-зраци, усогласен со сензорот за ѕвезда.[50]

Осветленоста на Х-зраците (Lx) од ~ 10 24 W (1031erg s−1) е четири реда на величина над сјајноста на Х-зраците на Сонцето. Се смета дека Х-зраците на Капела се првенствено од короната на најмасивната ѕвезда.[51] Капела е извор на ROSAT X-зраци 1RXS J051642.2+460001. Високата температура на короната на Капела како што е добиена од првиот коронален спектар на Х-зраци на Капела користејќи HEAO 1 ќе бара магнетно затворање, освен доколку не е коронален ветер што тече слободно.[52]

Набљудување

[уреди | уреди извор]
photograph of night sky above a dimly-lit horizon
Слика на ноќното небо што ги прикажува Кочијаш и Плејадите - Капела е најсветлата ѕвезда, горе лево

Со просечна привидна величина од +0,08, Капела е најсветлиот објект во соѕвездието Кочијаш, шеста најсветла ѕвезда на ноќното небо, трета најсветла на северната небесна полутопка (по Арктур и Вега) и четврта најсветла ѕвезда. видливи со голо око од географската ширина 40°С. Се смета дека е богата жолтеникаво-бела боја, иако жолтата боја е поочигледна при набљудување на дневна светлина со телескоп, поради контрастот на синото небо. [32]

Капела е поблиску до северниот небесен пол од која било друга ѕвезда со прва величина. [53] [note 3] Нејзината северна деклинација е таква што всушност е невидлива јужно од географската ширина 44°Ј - ова ги вклучува најјужните Нов Зеланд, Аргентина и Чиле, како и Фолкландските Острови. Спротивно на тоа, таа е кружна северно од 44°С: за целото Обединето Кралство и Канада (освен дел од Јужен Онтарио), поголемиот дел од Европа и најсеверните краишта на соседните Соединети Американски Држави, ѕвездата никогаш не заоѓа. Капела и Вега се наоѓаат на спротивните страни на полот, на приближно исто растојание од него, така што замислената линија помеѓу двете ѕвезди речиси ќе помине низ Северница.[54] Видлива на половина пат помеѓу Орионовиот појас и Северница, Капела е највисоко на ноќното небо на полноќ на почетокот на декември и се смета за истакната ѕвезда на северното зимско небо.[55]

Неколку степени југозападно од Капела лежат три ѕвезди, Ипсилон Кочијаш, Зета Кочијаш и Ета Кочијаш, од кои последните две се познати како „Децата“. Четворицата формираат позната шема, или астеризам, на небото. [56]

Растојание

[уреди | уреди извор]

Врз основа на годишното поместување на паралаксата од 76,20 милиарсекунди (со маргина на грешка од 0,46 милиаркс секунди) мерено со сателитот Хипаркос, овој систем се проценува на 13,12 паралакси од Земјата, со маргина од 0.3 светлосни години (0,09 парсек).[1] Алтернативен метод за одредување на растојанието е преку орбиталната паралакса, која дава растојание од 13,159 паралакси со маргина на грешка од само 0,1%. Се проценува дека Капела во минатото била малку поблиску до Сончевиот систем, поминувајќи на 29 светлосни години оддалечени пред околу 237.000 години.[57] На овој опсег, би блескала со привидна величина -0,82, споредлива со Канопус денес.[58]

Во еден труд од 1960 година, американскиот астроном Олин Еген заклучил дека Капела е член на групата Хјадес, група ѕвезди што се движеле во иста насока како јатото Хјадес, откако го анализирал нејзиното правилно движење и паралакса. Членовите на групата се на слична возраст, а оние кои се околу 2,5 пати помасивни од Сонцето, се оддалечиле од главната низа откако ги исцрпиле нивните основни резерви на водород и се шират и се ладат во црвени џинови.

Ѕвезден систем

[уреди | уреди извор]
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.
Капела во споредба со Сонцето

Има неколку ѕвезди на неколку лачни минути од Капела, а некои се наведени како придружници во различни каталози со повеќе ѕвезди. Вашингтонскиот каталог на двоѕвезди ги наведува компонентите A, B, C, D, E, F, G, H, I, L, M, N, O, P, Q и R, при што А е ѕвезда со голо око. Повеќето се само придружници на видното поле, [32] но блискиот пар црвени џуџиња H и L се на исто растојание како светлата компонента А и се движат низ просторот заедно со неа.[59] Самата Капела А е двојна ѕвезда со компоненти Аа и Аб, и двете џиновски ѕвезди. Парот џинови е одделен од парот црвени џуџиња со 723“.

Американскиот астроном Роберт Бурнам Џуниор опишал модел на системот каде Капела А била претставена со сфери со големина од 13 и 7 инчи, разделени со десет метри. Црвените џуџиња тогаш биле по 0,7 инчи и биле разделени со 420 стапки. Во оваа скала, двата пара се оддалечени 21 милји. [53]

Капела А

[уреди | уреди извор]
Hertzsprung Russell diagram showing Capella Aa and Ab
Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм кој покажува еволутивна патека за ѕвезда со приближна маса од двата џина на Капела. Означени се моменталните состојби на Капела Aa и Ab.

Капела А се состои од две жолти еволуирани ѕвезди за кои е пресметано дека орбитираат една околу друга на секои 104,02128 ± 0,00016 дена, со полуглавна оска од 111,11 ± 0,10 милиони километри (0,74272 ± 0,00069 оддалеченост од Сонцето и Венера). Двојката не претставува бинарно затемнување - односно, како што се гледа од Земјата, ниту една ѕвезда не поминува пред другата. Орбитата е позната исклучително прецизно и може да се користи за да се изведе орбитална паралакса со многу подобра прецизност од онаа што се мери директно. Ѕвездите не се доволно блиску една до друга за Рошовиот лобус на која било од ѕвездите да се пополни и да се случи било каков значаен пренос на маса, дури и за време на фазата на црвениот џин на примарната ѕвезда.

Современата конвенција ја означува посјајната поладна ѕвезда како компонента Аа и нејзиниот спектрален тип обично се мери помеѓу G2 и K0. На потоплиот секундарен Ab му биле дадени различни спектрални подоцни типови (поладни) F или порани (потопли) G. Спектралните типови MK на двете ѕвезди биле измерени неколку пати, и на двете постојано им е доделена класа на сјајност од III што укажува на џиновска ѕвезда.[60] Во композитниот спектар се смета дека доминира примарната ѕвезда поради нејзините поостри спектрални линии; линиите од секундарната се прошируваат и заматуваат со неговата брза ротација. Композитната спектрална класа е дадена како приближно G3III, но со специфично спомнување на карактеристиките поради поладна компонента. Најновите специфични објавени типови се K0III и G1III, иако постарите вредности сè уште се широко цитирани како што се G5IIIe + G0III од каталогот на сјајни ѕвезди или G8III + G0III.[61] Онаму каде што контекстот е јасен, овие две компоненти се наведени како А и Б.[62]

Индивидуалните привидни величини на двете составни ѕвезди не можат директно да се измерат, но нивната релативна осветленост била измерена на различни бранови должини. Тие имаат речиси еднаква осветленост во спектарот на видливата светлина, при што пожешката секундарна компонента обично е посветла за неколку десетини од величината. Мерењето од 2016 година ја дало разликата во величината помеѓу двете ѕвезди на бранова должина од 700 nm како 0,00 ± 0,1.[63]

Физичките својства на двете ѕвезди може да се одредат со голема точност. Масите се добиени директно од орбиталното решение, при што Aa е 2.5687 ± 0.0074 M☉ и Ab се 2.4828 ± 0.0067 M☉. Нивните аголни полупречници се директно измерени; во комбинација со многу прецизно растојание, ова дава 11.98 ± 0.57 R☉ и 8.83 ± 0.33 R☉ за Aa и Ab, соодветно. Температурите на нивната површина може да се пресметаат со споредба на набљудуваните и синтетичките спектри, директно мерење на нивните аголни пречници и осветлености, калибрација според нивните набљудувани боејни индекси и расплетување на спектрите со висока резолуција. Пондерираните просеци на овие четири методи даваат 4,970 ± 50 K за Aa и 5,730 ± 60 за Ab. Нивните булометриски сјајности најпрецизно се изведени од нивните очигледни величини и болометриски корекции, но се потврдуваат со пресметување од температурите и радиусите на ѕвездите. Aa е 78,7 ± 4,2 пати посјајна од Сонцето и Ab 72,7 ± 3,6 пати посветла, така што ѕвездата дефинирана како примарна компонента е посветла кога се земаат сите бранови должини, но многу малку помалку светла при визуелни бранови должини. Се проценува дека се стари од 590 до 650 милиони години, ѕвездите веројатно биле на жешкиот крај на спектралната класа А за време на нивниот животен век на главната низа, слично на Вега. Тие денес го исцрпиле своето јадро од водород и еволуирале од главната низа, а нивните надворешни слоеви се шират и ладат. И покрај класата на џиновска осветленост, секундарната компонента е многу јасна во рамките на јазот Херцшпрунг на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграмот, сè уште се шири и лади кон гранката на црвениот џин, што го прави подџин во еволутивна смисла. Помасивниот примарен веќе поминал низ оваа фаза, кога достигнал максимален радиус од 36 до 38 пати поголем од оној на Сонцето. Денес е црвена звезда која спојува хелиум со јаглерод и кислород во своето јадро, процес кој сè уште не започнал за помалку масивната ѕвезда. Деталната анализа покажува дека е при крај на оваа фаза и почнува повторно да се шири што ќе ја доведе до асимптотската гранка на џинови. Изобилството на изотопи[note 4] и стапките на вртење ја потврдуваат оваа еволутивна разлика помеѓу двете ѕвезди. Изобилството на тешки елементи е во голема мера споредливо со оние на Сонцето и вкупната металност е нешто помала од онаа на Сонцето.

Ротациониот период на секоја ѕвезда може да се мери со набљудување на периодични варијации преку доплеров ефект на нивните спектрални линии. Апсолутните ротациони брзини на двете ѕвезди се познати по нивните наклонетости, периоди на ротација и големини, но проектираните екваторијални ротациони брзини измерени со користење на доплеров ефект на спектралните линии се стандардна мерка и тие генерално се цитирани. Капела Aa има проектирана ротациона брзина од 4,1 ± 0,4 км во секунда, потребни се 104 ± 3 дена за да се заврши една ротација, додека Капела Ab се врти многу побрзо со 35,0 ± 0,5 км во секунда, завршувајќи целосна ротација за само 8,5 ± 0,2 дена. Ѕвезденото вртење се случува кај сите ѕвезди кога тие се шират во џинови, а двојните ѕвезди исто така се сопираат плимно. Капела Aa се забавува сè додека ротационално не се заклучи за орбиталниот период, иако теоријата предвидува дека сепак треба да ротира побрзо од почетната точка на брзата главна низа од А ѕвезда.

Долго време се сомневало дека Капела е малку променлива. Нејзината амплитуда од околу 0,1 величина значи дека понекогаш може да биде посветла или послаба од Ригел, Бетелгез и Вега, кои исто така се променливи. Системот е класифициран како променлива ѕвезда од типот на RS Ловечки Кучиња, класа на бинарни ѕвезди со активни хромосфери кои предизвикуваат огромни ѕвездени дамки, но сè уште е наведен само како сомнителна променлива во Општиот каталог на променливи ѕвезди. Невообичаено за RS CVn системите, пожешката ѕвезда, Капела Ab, има поактивна атмосфера бидејќи се наоѓа во јазот Херцшпрунг - фаза каде што го менува својот аголен моментум и го продлабочува својот струевит слој.[62]

Активните атмосфери и близината на овие ѕвезди значи дека тие се меѓу најсветлите извори на рендген на небото. Сепак, емисијата на Х-зраци се должи на стабилни коронални структури и не еруптивна активност на палење. Короналните јамки поголеми од Сонцето и со температури од неколку милиони келвини веројатно се одговорни за поголемиот дел од рендгенските зраци.[64]

Капела HL

[уреди | уреди извор]

Седмиот придружник објавен за Капела, компонентата H, е физички поврзана со светлата примарна ѕвезда. Тоа е црвено џуџе одвоено од парот џини од типот G на растојание од околу 10.000 астрономски единици.[59] Има свој близок придружник, уште побледо црвено џуџе кое било на 1,8“ далеку кога било откриено во 1935 година. Тоа е компонента L во каталози со двојни ѕвезди. Во 2015 година, одвојувањето се зголемило на 3,5 инчи, што било доволно за да се овозможи да се изведат привремени орбитални параметри, 80 години по неговото откривање.[65] Глизеовиот каталог на блиски ѕвезди го означува бинарниот систем како GJ 195. Двете компоненти потоа се нарекуваат поединечно како GJ 195 А и Б.

Се наведува дека двете ѕвезди имаат разлика во визуелна величина од 3,5 (2,3 mag во проодниот опсег на вселенското летало <i id="mwAkM">Гаја</i>) иако разликата е многу помала кај инфрацрвените бранови должини. Ова е неочекувано и може да укаже на дополнителни невидени придружници.

Масата на ѕвездите, во принцип, може да се одреди од орбиталното движење, но неизвесностите во орбитата довеле до многу различни резултати. Во 1975 година, ексцентричната орбита од 388 години дала маси од 0.65 M☉ и 0.13 M☉ .[65] Помала блиску кружна орбита објавена во 2015 година имала 300-годишна орбита, користа од масовните ограничувања од 0.57 M☉ и 0.53 M☉, соодветно, за GJ 195 А и Б, врз основа на нивните инфрацрвени величини.

Визуелни придружници

[уреди | уреди извор]

Шест визуелни придружници на Капела биле откриени пред Капела H и се општо познати само како Капела B до G. Се смета дека ниту еден не е физички поврзан со Капела, иако сите изгледаат поблиску на небото од HL. [53]

Компонента F е исто така позната како TYC 3358-3142-1. Таа е наведена со спектрален тип на K [66] иако е вклучена во каталогот на OB ѕвезди како далечна прозрачна ѕвезда.[67]

Компонента G е BD+45 1076, со спектрален тип F0, на растојание од 123 парсекs (400 сг) .[68] Идентификувана е како член на променливата во Каталогот со ѕвезди-водилки од набљудувањата на Чандра, иако не е познато каков тип на варијабилност.[69] Познато е дека е извор на Х-зраци со активна корона.

Неколку други ѕвезди исто така се каталогизирани како придружници на Капела. Компонентите I, Q и R се ѕвезди со 13-та величина на растојанија од 92″, 133″ и 134″.[70] V538 Кочијаш и неговиот близок придружник HD 233153 се црвени џуџиња оддалечени десет степени од Капела; тие имаат многу слични движења во вселената, но малата разлика овозможува дека ова е само случајност.[71] Две бледи ѕвезди се откриени со сликање на дамки во Капела HL, околу 10 инчи далеку од тој пар. Овие се каталогизирани како Капела O и P. Не е познато дали тие се физички поврзани со бинарното црвено џуџе.[72]

Етимологија и култура

[уреди | уреди извор]

Капела традиционално го означува левото рамо на истоимениот кочијаш на соѕвездието, или, според Алмагест на астрономот од II век, Птоломеј, козата што ја носи кочија. Во делото на Бајер од 1603 година, Уранометрија, Капела го означува грбот на кочија.[73] Трите Кочијаши биле идентификувани како посебно соѕвездие од Плиниј Постариот и Манилиј и биле наречени Капра, Капер или Хиркус, а сите се однесуваат на нејзиниот статус како „ѕвезда на козата“. [34] Птоломеј ги споил кочијата и козите во Алмагест од 2 век. [74]

Во грчката митологија, ѕвездата ја претставувала козата Амалтеја која го доела на Зевс. Токму оваа коза чиј рог, откако Зевс ненамерно го откинал, била преобразена во Корнукопија, или „рог на изобилството“, кој би бил исполнет со што и да посака нејзиниот сопственик. [32] Иако најчесто се поврзува со Амалтеја, Капела понекогаш се поврзува со сопственикот на Амалтеја, нимфата. Митот за нимфата вели дека грозоморниот изглед на козата, кој наликува на Горгона, бил делумно одговорен за поразот на титаните, откако Зевс ја одзел кожата на козата и ја носел како свој покровител.[75]

Во средновековните извештаи, го носел невообичаеното име Алхаџот (исто така напишано Alhaior, Althaiot, Alhaiset, Alhatod, Alhojet, Alanac, Alanat, Alioc ), што (особено последното) можеби е расипување на неговото арапско име, العيوق</link> , al- c ayyūq. c Ayyūq нема јасно значење на арапски, но може да биде арапизирана форма на грчкото αίξ aiks „коза“; сп. современата грчка Αίγα Aiga, женствената на коза. [34] На бедуинот од Негев и Синај, Капела ал-Ајук ат-Тураја „Капела на плејадите“, од неговата улога да ја посочува позицијата на тој астеризам.[76] Друго име на арапски било Ал-Ракиб „возач“, на грчки јазик. [34]

За античките Балти, Капела била позната како Перкуно Ожка „Козата на громот“, или Тикутис.[77] Спротивно на тоа, во словенскиот македонски фолклор, Капела била позната како Јастреб, кој летал високо и бил подготвен да се нафрли на Мајката Кокошка (Плејадите) и Петелот (Нат).[78]

Астролошки, Капела навестува граѓански и воени почести и богатство. [34] Во средниот век, таа се сметала за бехенска фиксна ѕвезда, со камениот сафир и растенијата хорхаун, нане, кантарион и мандрага како атрибути. Корнелиј Агрипа го навел неговиот кабалистички знак со името Хиркус (латински значи коза).[79][80]

Во хиндуистичката митологија, Капела се сметала за срцето на Брама, Брама Хрдаја. [34] Во традиционалната кинеска астрономија, Капела била дел од астеризмот 五車</link>( Wŭ chē; македонски: Пет кочии), кој се состоел од Капела заедно со Бета Кочијаш, Тета Кочијаш и Јота Кочијаш, како и Бета Бик.[81][82] Бидејќи била втора ѕвезда во овој астеризам, го има кинеското име 五車二</link>( Wŭ chē èr; македонски: Втора од петте кочијаши).[83]

На кечуански јазик бил познат како Колса ; [34] Инките ја почитувале ѕвездата со голема почит.[84] Хавајците ја гледале Капела како дел од астеризмот <i id="mwAww">Ke ka o Makali'i</i> („Кану чуварот на Макалии“) кој им помогнал да пловат на море. Наречен Хоку-леи „ѕвезден венец“, го формирал овој астеризам со Прокион, Сириус, Кастор и Полукс. [85] Во тахитскиот фолклор, Капела била Тахи-арии, сопруга на Фа'а-нуи (Аурига) и мајка на принцот Тауруа (Венера) кој плови со своето кану по небото.[86] Во астрономијата на Инуитите, Капела, заедно со Менкалинан (Бета Кочијаш), Полукс (Бета Близнаци) и Кастор (Алфа Близнаци), формирале соѕвездие Кутурјуук, двата пара ѕвезди што означуваат по една коска. Се користи за навигација и за мерење на времето во текот на ноќта, соѕвездието било препознаено од Алјаска до западен Гренланд.[87] Гвичин ги видел Капела и Менкалинан како формираат појаси'ą įį vidzee, десното уво на големото циркуполарно соѕвездие Јахдии, кое покривало голем дел од ноќното небо и чија ориентација ја олеснила навигацијата и мерењето на времето.[88]

Во австралиската абориџинска митологија за народот Буронг од Викторија, Капела била позната како Пура, кенгурот, прогонуван и убиен од блиските близнаци, Јури (Кастор) и Ванџел (Полукс).[89] Народот Вардаман од северна Австралија ја препознавал ѕвездата како Јагалал, церемонијална рибна лушпа, поврзана со Гувамба барамунди (Алдебаран).[90]

Имењаци

[уреди | уреди извор]

Поврзано

[уреди | уреди извор]

Белешки

[уреди | уреди извор]
  1. ↑ 1,0 1,1 Се однесува на центарот на масата на бинарниот систем Capella Aa/Ab. Види Volume 1, The Hipparcos and Tycho Catalogues Архивирано на 1 септември 2018 г., European Space Agency, 1997, §2.3.4, и [1] Архивирано на 3 март 2016 г. во каталогот Хипаркос (CDS ID I/239 Архивирано на 3 март 2016 г..)
  2. ↑ растојанието помеѓу Земјата и Сонцето е една астрономска единица
  3. ↑ Северница е само втора величина.
  4. ↑ Изобилството на литиум, односот C12/C13 и односот C/N се намалиле во Capella Aa, но не и во Capella Ab.

Наводи

[уреди | уреди извор]
  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 1,5 van Leeuwen, F. (November 2007). „Validation of the new Hipparcos reduction“. Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653–64. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357.
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5 Hoffleit, Dorrit; Jaschek, Carlos (1991). „The Bright star catalogue“. New Haven, Conn.: Yale University Observatory, 5th Rev.ed. Bibcode:1991bsc..book.....H.
  3. ↑ Petit, M. (1990). „Catalogue of Variable or Suspected Stars Nearby the Sun“. Astronomy and Astrophysics Supplement. 85: 971. Bibcode:1990A&AS...85..971P.
  4. ↑ 4,0 4,1 Roeser, S.; Bastian, U. (1988). „A new star catalogue of SAO type“. Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 74: 449. Bibcode:1988A&AS...74..449R. ISSN 0365-0138.
  5. ↑ Eggen, Olin J. (1963). „Three-color photometry of the components in 228 wide double and multiple systems“. Astronomical Journal. 68: 483. Bibcode:1963AJ.....68..483E. doi:10.1086/109000.
  6. ↑ 6,0 6,1 Cutri, Roc M.; Skrutskie, Michael F.; Van Dyk, Schuyler D.; Beichman, Charles A.; Carpenter, John M.; Chester, Thomas; Cambresy, Laurent; Evans, Tracey E.; Fowler, John W.; Gizis, John E.; Howard, Elizabeth V.; Huchra, John P.; Jarrett, Thomas H.; Kopan, Eugene L.; Kirkpatrick, J. Davy; Light, Robert M.; Marsh, Kenneth A.; McCallon, Howard L.; Schneider, Stephen E.; Stiening, Rae; Sykes, Matthew J.; Weinberg, Martin D.; Wheaton, William A.; Wheelock, Sherry L.; Zacarias, N. (2003). „VizieR Online Data Catalog: 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources (Cutri+ 2003)“. CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues. 2246: II/246. Bibcode:2003yCat.2246....0C.
  7. ↑ Agrawal, P. C.; Rao, A. R.; Sreekantan, B. V. (1986). „Study of quiescent state X-ray emission from flare stars“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 219 (2): 225. Bibcode:1986MNRAS.219..225A. doi:10.1093/mnras/219.2.225. ISSN 0035-8711.
  8. ↑ Keenan, Philip C; McNeil, Raymond C (1989). „The Perkins Catalog of Revised MK Types for the Cooler Stars“. The Astrophysical Journal Supplement Series. 71: 245. Bibcode:1989ApJS...71..245K. doi:10.1086/191373.
  9. ↑ Audard, M (2002). Investigations of stellar coronae with XMM-Newton. 34th COSPAR Scientific Assembly. 34. Bibcode:2002cosp...34E1599A.
  10. ↑ Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; и др. (2009). „VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007–2013)“. VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S. 1: B/GCVS. Bibcode:2009yCat....102025S.
  11. ↑ 11,00 11,01 11,02 11,03 11,04 11,05 11,06 11,07 11,08 11,09 11,10 11,11 Torres, Guillermo; Claret, Antonio; Pavlovski, Krešimir; Dotter, Aaron (2015). „Capella (α Aurigae) Revisited: New Binary Orbit, Physical Properties, and Evolutionary State“. The Astrophysical Journal. 807 (1): 26. arXiv:1505.07461. Bibcode:2015ApJ...807...26T. doi:10.1088/0004-637X/807/1/26. S2CID 55901109.
  12. ↑ 12,0 12,1 Strassmeier, K. G.; Fekel, F. C. (1990). „The spectral classification of chromospherically active binary stars with composite spectra“. Astronomy and Astrophysics. 230: 389. Bibcode:1990A&A...230..389S.
  13. ↑ 13,0 13,1 13,2 Stauffer, J. R.; Hartmann, L. W. (1986). „Chromospheric activity, kinematics, and metallicities of nearby M dwarfs“. The Astrophysical Journal Supplement Series. 61: 531. Bibcode:1986ApJS...61..531S. doi:10.1086/191123.; see Table 1.
  14. ↑ Joy, Alfred H.; Abt, Helmut A. (1974). „Spectral Types of M Dwarf Stars“. Astrophysical Journal Supplement. 28: 1. Bibcode:1974ApJS...28....1J. doi:10.1086/190307.
  15. ↑ 15,0 15,1 GJ 195 Архивирано на 7 ноември 2017 г., catalog entry, Preliminary Version of the Third Catalogue of Nearby Stars, Gliese, Wilhelm; Jahreiss, H. 1991, CDS ID V/70A Архивирано на 31 мај 2008 г..
  16. ↑ Bidelman, W. P. (1985). „G. P. Kuiper's spectral classifications of proper-motion stars“. Astrophysical Journal Supplement Series. 59: 197. Bibcode:1985ApJS...59..197B. doi:10.1086/191069. ISSN 0067-0049.
  17. ↑ 17,0 17,1 17,2 Brown, A. G. A.; и др. (Gaia collaboration) (август 2018). „Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties“. Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Запис на DR2 од „Гаја“ за овој извор на VizieR.
  18. ↑ Грешка во наводот: Погрешна ознака <ref>; нема зададено текст за наводите по име Gaia3h.
  19. ↑ 19,0 19,1 19,2 19,3 Leggett, S. K.; Allard, F.; Berriman, Graham; Dahn, Conard C.; Hauschildt, Peter H. (1996). „Infrared Spectra of Low-Mass Stars: Toward a Temperature Scale for Red Dwarfs“. The Astrophysical Journal Supplement Series. 104: 117. Bibcode:1996ApJS..104..117L. doi:10.1086/192295. S2CID 121534198.; see Tables 3, 6 and 7.
  20. ↑ Brown, A. G. A.; и др. (Gaia collaboration) (август 2018). „Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties“. Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Запис на DR2 од „Гаја“ за овој извор на VizieR.
  21. ↑ Грешка во наводот: Погрешна ознака <ref>; нема зададено текст за наводите по име Gaia3l.
  22. ↑ Johnson, H.M. (1983). „Origins and ages of X-ray-luminous dwarf M stars“. Astrophysical Journal. 273: 702. Bibcode:1983ApJ...273..702J. doi:10.1086/161405.
  23. ↑ 23,0 23,1 Fischer, Debra A.; Marcy, Geoffrey W. (1992). „Multiplicity among M dwarfs“. The Astrophysical Journal. 396: 178. Bibcode:1992ApJ...396..178F. doi:10.1086/171708.; see Table 1.
  24. ↑ NAME CAPELLA – Variable of RS CVn type, database entry, SIMBAD. Accessed online December 23, 2008.
  25. ↑ Brosch 2008, стр. 46.
  26. ↑ Kunitzsch, Paul; Smart, Tim (2006). A Dictionary of Modern star Names: A Short Guide to 254 Star Names and Their Derivations (2nd rev.. изд.). Sky Pub. стр. 19. ISBN 978-1-931559-44-7.
  27. ↑ Hoffmann, Susanne M. (2021). Wie der Löwe an den Himmel kam Auf den Spuren der Sternbilder. Kosmos Verlag (1. Auflage. изд.). Stuttgart. ISBN 978-3-440-17251-3. OCLC 1243068585.
  28. ↑ Mamajek, Eric; García, Beatriz; Hamacher, Duane; Montmerle, Thierry; Pasachoff, Jay; Ridpath, Ian; Sun, Xiaochun; van Gent, Robert (2016). „IAU Working Group on Star Names (WGSN)“. Архивирано од изворникот на 10 June 2016. Посетено на 22 May 2016.
  29. ↑ Mamajek, Eric; García, Beatriz; Hamacher, Duane; Montmerle, Thierry; Pasachoff, Jay; Ridpath, Ian; Sun, Xiaochun; van Gent, Robert. „Bulletin of the IAU Working Group on Star Names, No. 1“ (PDF). Архивирано од изворникот (PDF) на 17 April 2018. Посетено на 28 July 2016.
  30. ↑ Mamajek, Eric; García, Beatriz; Hamacher, Duane; Montmerle, Thierry; Pasachoff, Jay; Ridpath, Ian; Sun, Xiaochun; van Gent, Robert (July 2016). „IAU Catalog of Star Names“. Архивирано од изворникот на 7 July 2018. Посетено на 28 July 2016.
  31. ↑ „IAU Catalog of Star Names (IAU-CSN)“. Архивирано од изворникот на 2018-07-07. Посетено на 2016-08-14.
  32. ↑ 32,0 32,1 32,2 32,3 32,4 Schaaf 2008.
  33. ↑ Rogers, John H. (1998). „Origins of the Ancient Constellations: I. The Mesopotamian traditions“. Journal of the British Astronomical Association. 108 (1): 9–28. Bibcode:1998JBAA..108....9R.
  34. ↑ 34,0 34,1 34,2 34,3 34,4 34,5 34,6 34,7 Allen 2013.
  35. ↑ Aveni, Anthony F.; Linsley, Robert M. (1972). „Mound J, Monte Albán: Possible Astronomical Orientation“. American Antiquity. 37 (4): 528–31. doi:10.2307/278959. JSTOR 278959.
  36. ↑ Campbell, William Wallace (October 1899). „The Spectroscopic Binary Capella“. Astrophysical Journal. 10: 177. Bibcode:1899ApJ....10..177C. doi:10.1086/140625.
  37. ↑ Newall, Hugh Frank (December 1899). „Variable Velocities of Stars in the Line of Sight“. The Observatory. 22: 436–37. Bibcode:1899Obs....22..436N.
  38. ↑ Newall, Hugh Frank (March 1900). „The Binary System of Capella“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 60 (6): 418–20. Bibcode:1900MNRAS..60..418N. doi:10.1093/mnras/60.6.418. Архивирано од изворникот на 2020-05-29. Посетено на 2019-08-27.
  39. ↑ Torres, Guillermo; Claret, Antonio; Young, Patrick A. (2009). „Binary Orbit, Physical Properties, and Evolutionary State of Capella (α Aurigae)“ (PDF). The Astrophysical Journal. 700 (2): 1349–81. arXiv:0906.0977. Bibcode:2009ApJ...700.1349T. doi:10.1088/0004-637X/700/2/1349. Архивирано од изворникот (PDF) на 2017-08-13. Посетено на 2018-11-04.
  40. ↑ Mason, B. (August 22–25, 2006). Edward F. Guinan; Petr Harmanec (уред.). „Binary Stars as Critical Tools and Tests in Contemporary Astrophysics, Proceedings of the 240th Symposium of the International Astronomical Union, Held in Prague, Czech Republic: Classical Observations of Visual Binary and Multiple Stars“. Proceedings of the International Astronomical Union. 2: 88–96 [94]. doi:10.1017/S1743921307003857. ISBN 978-0-521-86348-3. Недостасува |editor1= (help)
  41. ↑ Anderson, John A. (1920). „Application of Michelson's Interferometer Method to the Measurement of Close Double Stars“. Astrophysical Journal. 51: 263–75. Bibcode:1920ApJ....51..263A. doi:10.1086/142551.
  42. ↑ Tubbs, Bob (April 1997). „Modern Optical Interferometry“. Архивирано од изворникот на 2017-04-20. Посетено на 19 April 2017.
  43. ↑ Hummel, C. A.; Armstrong, J. T.; Quirrenbach, A.; Buscher, D. F.; Mozurkewich, D.; Elias, N. M. II; Wilson, R. E. (1994). „Very high precision orbit of Capella by long baseline interferometry“. The Astronomical Journal. 107: 1859. Bibcode:1994AJ....107.1859H. doi:10.1086/116995.
  44. ↑ Baldwin, J. E.; Beckett, M. G.; Boysen, R. C.; Burns, D.; Buscher, D. F.; Cox, G. C.; Haniff, C. A.; Mackay, C. D.; Nightingale, N. S. (1996). „The first images from an optical aperture synthesis array: mapping of Capella with COAST at two epochs“. Astronomy and Astrophysics. 306: L13–L16. Bibcode:1996A&A...306L..13B.
  45. ↑ Furuhjelm, Ragnar (April 1914). „Ein schwacher Begleiter zu Capella“. Astronomische Nachrichten (германски). 197 (11): 181–82. Bibcode:1914AN....197..181F. doi:10.1002/asna.19141971103. 4715. Архивирано од изворникот на 2020-11-05. Посетено на 2020-09-30.
  46. ↑ Stearns, Carl L. (July 1936). „Note on duplicity of Capella H“. Astronomical Journal. 45 (1048): 120. Bibcode:1936AJ.....45..120S. doi:10.1086/105349.
  47. ↑ Kuiper, Gerard P. (October 1936). „Confirmation of the Duplicity of Capella H“. Astrophysical Journal. 84: 359. Bibcode:1936ApJ....84Q.359K. doi:10.1086/143788.
  48. ↑ Fisher, Philip C.; Meyerott, Arthur J. (1964). „Stellar X-Ray Emission“. Astrophysical Journal. 139 (1): 123–42. Bibcode:1964ApJ...139..123F. doi:10.1086/147742.
  49. ↑ Philip A. Charles and Frederick D. Seward, Exploring the X-Ray Universe (Cambridge University Press, 1995) p.7
  50. ↑ 50,0 50,1 Catura, R. C.; Acton, L. W.; Johnson, H. M. (1975). „Evidence for X-ray emission from Capella“. Astrophysical Journal. 196 (pt.2): L47–49. Bibcode:1975ApJ...196L..47C. doi:10.1086/181741.
  51. ↑ 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“. The Astrophysical Journal. 644 (2): L117–20. arXiv:astro-ph/0605383. Bibcode:2006ApJ...644L.117I. doi:10.1086/505702.
  52. ↑ Güdel, Manuel (2004). „X-ray astronomy of stellar coronae“. 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.
  53. ↑ 53,0 53,1 53,2 Burnham 1978.
  54. ↑ Arnold, H. P. (1999). The Photographic Atlas of the Stars. IOP Publishing Ltd. стр. 68. ISBN 978-0-7503-0654-6. Архивирано од изворникот на 2017-03-28. Посетено на 2017-03-27.
  55. ↑ Ball, Robert (2014). A Primer of Astronomy. Cambridge University Press. стр. 194–95. ISBN 978-1-107-42743-3. Архивирано од изворникот на 2020-07-25. Посетено на 2020-05-27.
  56. ↑ Ridpath & Tirion 2001.
  57. ↑ Bailer-Jones, C. A. L. (2015). „Close encounters of the stellar kind“. Astronomy & Astrophysics. 575: 13. arXiv:1412.3648. Bibcode:2015A&A...575A..35B. doi:10.1051/0004-6361/201425221. A35.
  58. ↑ Tomkin, Jocelyn (April 1998). „Once and Future Celestial Kings“. Sky and Telescope. 95 (4): 59–63. Bibcode:1998S&T....95d..59T.
  59. ↑ 59,0 59,1 Ayres, Thomas R. (1984). „Capella HL“. Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun: Capella HL. Cool Stars. Lecture Notes in Physics. 193. стр. 202. Bibcode:1984LNP...193..202A. doi:10.1007/3-540-12907-3_204. ISBN 978-3-540-12907-3.
  60. ↑ Skiff, Brian A. (2014). „VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Spectral Classifications (Skiff, 2009–2016)“. VizieR On-line Data Catalog: B/Mk. Originally Published in: Lowell Observatory (October 2014). 1: B/mk. Bibcode:2014yCat....1.2023S.
  61. ↑ Eggen, Olin J. (1960). „Stellar Groups, VII. The Structure of the Hyades Group“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 120 (6): 540–62. Bibcode:1960MNRAS.120..540E. doi:10.1093/mnras/120.6.540.
  62. ↑ 62,0 62,1 Weber, M.; Strassmeier, K. G. (2011). „The Spectroscopic Orbit of Capella Revisited“. Astronomy & Astrophysics. 531: id.A89 (5 pp.). arXiv:1104.0342. Bibcode:2011A&A...531A..89W. doi:10.1051/0004-6361/201116885.
  63. ↑ Hutter, D. J.; Zavala, R. T.; Tycner, C.; Benson, J. A.; Hummel, C. A.; Sanborn, J.; Franz, O. G.; Johnston, K. J. (2016). „Surveying the Bright Stars by Optical Interferometry. I. A Search for Multiplicity among Stars of Spectral Types F–K“. The Astrophysical Journal Supplement Series. 227 (1): 4. arXiv:1609.05254. Bibcode:2016ApJS..227....4H. doi:10.3847/0067-0049/227/1/4.
  64. ↑ Argiroffi, C.; Maggio, A.; Peres, G. (2003). „On coronal structures and their variability in active stars: The case of Capella observed with Chandra/LETGS“. Astronomy and Astrophysics. 404 (3): 1033. Bibcode:2003A&A...404.1033A. doi:10.1051/0004-6361:20030497.
  65. ↑ 65,0 65,1 Heintz, W.D. (1975). „Parallax and motions of the Capella system“. The Astrophysical Journal. 195: 411. Bibcode:1975ApJ...195..411H. doi:10.1086/153340.
  66. ↑ Heckmann, O. (1975). AGK 3. Star catalogue of positions and proper motions north of −2.5 deg. declination. Hamburg-Bergedorf: Hamburger Sternwarte. Bibcode:1975ascp.book.....H.
  67. ↑ Gontcharov, G.A. (2012). „Spatial distribution and kinematics of OB stars“. Astronomy Letters. 38 (11): 694–706. arXiv:1606.09028. Bibcode:2012AstL...38..694G. doi:10.1134/S1063773712110035.
  68. ↑ Hoffman, John; Günther, Hans M.; Wright, Nicholas J. (2012). „Constraints on the Ubiquity of Coronal X-Ray Cycles“. The Astrophysical Journal. 759 (2): 145. arXiv:1209.5101. Bibcode:2012ApJ...759..145H. doi:10.1088/0004-637X/759/2/145.
  69. ↑ Nichols, Joy S.; Henden, Arne A.; Huenemoerder, David P.; Lauer, Jennifer L.; Martin, Eric; Morgan, Douglas L.; Sundheim, Beth A. (2010). „The Chandra Variable Guide Star Catalog“. The Astrophysical Journal Supplement. 188 (2): 473. Bibcode:2010ApJS..188..473N. doi:10.1088/0067-0049/188/2/473. |hdl-access= бара |hdl= (help)
  70. ↑ Schlimmer, J. (2010). „Double star measurements using a webcam“. Journal of Double Star Observations. Annual Report of 2009. 6 (3): 197. Bibcode:2010JDSO....6..197S.
  71. ↑ Shaya, Ed J.; Olling, Rob P. (2011). „Very wide binaries and other co-moving stellar companions: A Bayesian analysis of the Hipparcos catalogue“. The Astrophysical Journal Supplement. 192 (1): 2. arXiv:1007.0425. Bibcode:2011ApJS..192....2S. doi:10.1088/0067-0049/192/1/2.
  72. ↑ Hełminiak, K.G.; Konacki, M.; Kulkarni, S.R.; Eisner, J. (2009). „Precision astrometry of a sample of speckle binaries and multiples with the adaptive optics facilities at the Hale and Keck II telescopes“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 400 (1): 406–421. arXiv:0908.3468. Bibcode:2009MNRAS.400..406H. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15495.x.
  73. ↑ Wagman, Morton (2003). Lost Stars: Lost, Missing and Troublesome Stars from the Catalogues of Johannes Bayer, Nicholas Louis de Lacaille, John Flamsteed, and Sundry Others. The McDonald & Woodward Publishing Company. стр. 503. ISBN 978-0-939923-78-6.
  74. ↑ Winterburn 2009.
  75. ↑ Ridpath, Ian. „Auriga“. Star Tales. self-published. Посетено на 30 March 2022.
  76. ↑ Bailey, Clinton (1974). „Bedouin Star-Lore in Sinai and the Negev“. Bulletin of the School of Oriental and African Studies, University of London. 37 (3): 580–96. doi:10.1017/s0041977x00127491. JSTOR 613801.
  77. ↑ Straižys, V.; Klimka, L. (1997). „The Cosmology of the Ancient Balts“. Journal for the History of Astronomy, Archaeoastronomy Supplement. 28 (22): S57. Bibcode:1997JHAS...28...57S. doi:10.1177/002182869702802207.
  78. ↑ Cenev, Gjore (2008). „Macedonian Folk Constellations“. Publications of the Astronomical Observatory of Belgrade. 85: 97–109. Bibcode:2008POBeo..85...97C.
  79. ↑ Henry Cornelius Agrippa (1651). The Philosophy of Natural Magic. Преведено од J. F. Library of Alexandria. стр. 29. ISBN 978-1-4655-7650-7. Архивирано од изворникот на 2017-03-13. Посетено на 2017-03-13.
  80. ↑ Heinrich Cornelius Agrippa von Nettesheim (1967). De Occulta Philosophia (латински). Reichl Verlag. стр. 17. ISBN 978-3-87667-021-8. Архивирано од изворникот на 2017-03-13. Посетено на 2017-03-13.
  81. ↑ „AEEA 天文教育資訊網, Activities of Exhibition and Education in Astronomy“ (кинески). National Museum of Natural Science, Taiwan. Архивирано од изворникот на 16 July 2011. Посетено на 31 December 2008.
  82. ↑ Kelley, David H.; Milone, E. F.; Aveni, Anthony F. (2005). Exploring Ancient Skies: An Encyclopedic Survey of Archaeoastronomy. Birkhäuser. стр. 322. ISBN 978-0-387-95310-6.
  83. ↑ „香港太空 館 – 研究資源 – 亮星中英對照表 (Chinese/English Star names)“ (кинески). Hong Kong Space Museum. Архивирано од изворникот на 29 September 2009. Посетено на 31 December 2008.
  84. ↑ Antoniadi, E.M. (1942). „L'Astronomie des Incas et des Anciens Peruviens“. L'Astronomie (француски). 56: 137–39. Bibcode:1942LAstr..56..137A.
  85. ↑ Brosch 2008.
  86. ↑ Henry, Teuira (1907). „Tahitian Astronomy: Birth of Heavenly Bodies“. The Journal of the Polynesian Society. 16 (2): 101–04. JSTOR 20700813.
  87. ↑ MacDonald, John (1998). The Arctic Sky: Inuit Astronomy, Star Lore, and Legend. Royal Ontario Museum/Nunavut Research Institute. стр. 65–67. ISBN 978-0-88854-427-8.
  88. ↑ Cannon, Chris; Holton, Gary (2014). „A newly documented whole-sky circumpolar constellation in Alaskan Gwich'in“. Arctic Anthropology. 51 (2): 1–8. doi:10.3368/aa.51.2.1. Архивирано од изворникот на 2018-07-20. Посетено на 2017-06-22.
  89. ↑ Stanbridge, William Edward (1857). „On the astronomy and mythology of the Aborigines of Victoria“. Proceedings of the Philosophical Institute of Victoria. 2: 140. Bibcode:1857PPIVT...2..137S.
  90. ↑ Harney, Bill Yidumduma; Cairns, Hugh C. (2004). Dark Sparklers (Revised. изд.). Hugh C. Cairns. стр. 204–05. ISBN 978-0-9750908-0-0.

Извори

[уреди | уреди извор]
Тела во соѕвездието Кочијаш
Ѕвезди
(список)
Бајер
Флемстид
Променливи
HR
HD
Глизе
Други
Ѕвездени
јата
Расеани
Збиени
Маглини
Ѕвездообр.
Планетарни
ОСН
Галаксии
NGC
Други
Галактички
јата
Други
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Капела_(ѕвезда)&oldid=5262747“