Astronomie

Comment calculer la différence de pourcentage de la valeur de l'indice de couleur B-V

Comment calculer la différence de pourcentage de la valeur de l'indice de couleur B-V

Je dois calculer une différence en pourcentage d'un indice de couleur B-V entre sa valeur estimée et sa valeur réelle. J'ai donc essayé de le faire en différence entre valeurs/valeur réelle x 100. Cependant, comme les valeurs B-V peuvent être de chaque côté de zéro, cela n'a pas donné de réponses représentatives.

Donc, si quelqu'un connaît un moyen de calculer des pourcentages de valeurs proches de zéro ou de chaque côté de zéro, son aide serait appréciée.

Merci


$B-V$ correspond au logarithme en base 10 d'un rapport de flux.

$$B-V = -2.5 log left(frac{f_B}{f_V} ight)$$

Donc, en essayant de deviner ce que vous essayez de calculer, c'est le pourcentage de variation du rapport de flux bleu sur visible ?

Dans ce cas, la variation en pourcentage est $$ p = frac{ 10^{-(BV)_2/2.5} - 10^{-(BV)_1/2.5}}{10^{-(BV)_1/2.5} }fois 100$$

Une variation en pourcentage peut bien entendu être négative.


Comment calculer la différence de pourcentage de la valeur de l'indice de couleur B-V - Astronomie

La section sur les lois du rayonnement a indiqué qu'il existe une relation entre la température d'un corps noir et l'emplacement du pic dans la distribution du rayonnement en fonction de la longueur d'onde (loi de Wien) . Cela permet de définir des quantités continues appelées indices de couleur qui peuvent être déterminés directement à partir des observations et qui sont des indicateurs indirects de la température d'une étoile.

Filtres de couleur astronomiques

Appareils optiques appelés filtres peuvent être conçus qui permettent à la lumière de passer dans une gamme limitée de longueurs d'onde. En astronomie, une variété de filtres sont utilisés pour accentuer la lumière dans une région de longueur d'onde particulière, mais les plus courants sont appelés filtres U (ultraviolet), B (bleu) et photovisuel (V). Leur transmission de la lumière en fonction de la longueur d'onde, ainsi que la réponse de l'œil humain moyen, est illustrée dans la figure suivante.
Réponse des filtres astronomiques standards et de l'œil humain

Les noms des filtres proviennent du fait que les pics de transmission des filtres U, B et V se situent dans la région ultraviolette, bleue et jaune-verte du spectre (l'œil humain est le plus sensible à la région jaune-verte du spectre de la lumière visible). Ainsi, les astronomes peuvent mesurer l'intensité de la lumière provenant d'une source comme une étoile dans chacune de ces régions du spectre en faisant passer la lumière collectée par le télescope à travers le filtre approprié.

Températures et distributions de rayonnement

(Notez que pour plus de commodité dans le tracé de ces distributions ont été normalisées à l'unité aux pics respectifs par la loi de Stefan-Boltzmann, la zone sous le pic pour l'étoile chaude Spica est en réalité 2094 fois la zone sous le pic pour l'étoile froide Antares .)

Indice de couleur

Exemples d'index de couleur

Généralement, les valeurs négatives de ces indices de couleur sont une indication que Spica est une étoile chaude, avec la plupart de son rayonnement provenant de longueurs d'onde plus courtes. Par contre, pour Antares B = 2,7 et V=0,9, et l'indice de couleur B - V est

La valeur positive de B - V dans ce cas est une indication qu'Antarès est une étoile froide, avec la plupart de son rayonnement provenant de longueurs d'onde plus longues.


Indice de couleur

Nos rédacteurs examineront ce que vous avez soumis et détermineront s'il faut réviser l'article.

Indice de couleur, en astronomie, différence entre deux mesures de la magnitude (luminosité sur une échelle logarithmique) d'une étoile faites à des longueurs d'onde différentes, la valeur trouvée à la plus grande longueur d'onde étant soustraite de celle trouvée à la plus courte. Habituellement, les deux longueurs d'onde sont le bleu (B) et le visuel (V) tels que définis dans le système UBV. L'indice est une mesure de la couleur d'une étoile, une indication de sa température et une description assez grossière de la distribution de son rayonnement. l'énergie à travers le spectre électromagnétique. Le point zéro de l'échelle d'indice de couleur dans le système UBV est choisi de telle sorte que les étoiles qui ont une température de surface de 7 400 K et qui sont de couleur blanche, comme Vega, aient un indice de couleur de zéro. Les étoiles bleues chaudes ont des indices de couleur négatifs, car elles rayonnent le plus fortement et ont donc des magnitudes numériquement inférieures aux courtes longueurs d'onde, et celles des étoiles rouges froides sont positives. L'indice de couleur d'une étoile est augmenté par le passage de sa lumière à travers la matière interstellaire, la quantité par laquelle elle dépasse la valeur normale de son type spectral est appelée excès de couleur. (Voir également magnitude et système UBV.)

Cet article a été récemment révisé et mis à jour par Erik Gregersen, rédacteur en chef.


Documentation API (Ramirez2005)¶

Relation entre la température effective et la couleur donnée par Ramirez et Melendez 2005.

Ramirez et Melendez 2015, ApJ 626, 465-485 (veuillez noter que Ramirez a un accent non ASCII sur le i et Melendez un accent sur le second e) donnent une relation entre la température effective stellaire et la couleur concernant différentes bandes. Cette classe permet d'effectuer la conversion dans les deux sens.

disponiblesBandes () Obtenez une liste des identifiants de bande disponibles.
colorToTeff (band, X, feH[, stype, ignoreRange]) Convertit la couleur en température effective selon l'Eq.
colorToTeff_nop (bande, X, feH[, stype]) Convertit la couleur en température effective selon l'Eq.
teffVersCouleur (bande, teff, feH[, stype, dteff, …]) Convertit la température effective en couleur selon l'Eq.
teffToColor_nop (bande, teff, feH[, stype, …]) Convertit la température effective en couleur selon l'Eq.
_checkBand ( bande ) ¶

Vérifiez si l'identifiant de bande est valide.

Vérifiez si le type stellaire (séquence principale/géant) est valide.

Convertissez le nom de bande utilisé dans les tableaux en représentation interne.

Identifiant utilisé dans la classe.

Extraire les lignes relatives à la table spécifiée.

tableno : entier

Numéro de la table à extraire.

Partie du fichier appartenant à la table spécifiée.

tableno : entier

Numéro de la table à extraire.

ID de toutes les bandes du tableau.

résultat : déployer

tableno : entier

Numéro de la table à extraire.

Déterminez où trouver les coefficients pour une métallicité donnée dans les tableaux 4 et 5.

Obtenez une liste des identifiants de bande disponibles.

Toutes les chaînes utilisées pour identifier les bandes.

Convertit la couleur en température effective selon l'Eq. 2.

Cette méthode prend en compte la correction polynomiale. Notez qu'aucune interpolation n'est mise en œuvre entre les polynômes définis dans les tableaux 4 et 5, mais le polynôme approprié (selon la note de bas de page (a) sous les tableaux) est utilisé.

L'indice de couleur (par exemple, la valeur de B-V).

feH : flotter

type : chaîne,

Type d'étoile (séquence principale ou géante).

ignorer la plage : booléen, facultatif

Si True, la plage de validité des relations sera ignorée. Sinon (par défaut) une exception sera levée lorsqu'une valeur en dehors de la plage est rencontrée.

La température effective en K.

Convertit la couleur en température effective selon l'Eq. 1.

La conversion à l'aide de l'Eq. 1 néglige une correction polynomiale pour la métallicité. Selon RM05, cela provoque une erreur systématique de l'ordre de « 30 ou 40 K ».

L'indice de couleur (par exemple, la valeur de B-V).

feH : flotter

type : chaîne,

Type d'étoile (séquence principale ou géante).

La température effective en K.

Convertit la température effective en couleur selon l'Eq. 2.

Cette méthode inverse l'équation. 2 en utilisant un schéma itératif.

teff : flotter

Température effective en K.

feH : flotter

type : chaîne, , optionnel

Type d'étoile (séquence principale ou géante).

dteff : flottant, facultatif

Différence de température à atteindre par l'itération [K]. La valeur par défaut est 0,01.

maxiter : entier, facultatif

Le nombre maximum d'itérations à effectuer. La valeur par défaut est 100.

Couleur dans la bande spécifiée.

Convertit la température effective en couleur selon l'Eq. 1.

Cette méthode inverse l'équation. 1. Notez que l'équation est parabolique dans la couleur (c'est-à-dire, X). Par conséquent, il existe deux solutions dont celle entrant dans les plages de validité spécifiées dans les tableaux 4 et 5 du RM05 est sélectionnée. Si aucune des solutions ou les deux ne sont valides, une exception est levée.

teff : flotter

Température effective en K.

feH : flotter

type : chaîne,

Type d'étoile (séquence principale ou géante).

pas d'augmentation : booléen, facultatif

Si True, aucune exception ne sera déclenchée, mais des avertissements seront donnés. Les deux solutions candidates seront renvoyées dans ce cas.

Couleur dans la bande spécifiée.


Comment calculer la différence de pourcentage de la valeur de l'indice de couleur B-V - Astronomie

Les grains de poussière dans le milieu interstellaire ont une taille typique comparable à la longueur d'onde de la lumière bleue. Le résultat est que la lumière bleue provenant d'objets distants est fortement absorbée et diffusée par la poussière, la retirant essentiellement de la lumière qui nous parvient et faisant apparaître les objets plus rouges qu'ils ne le sont réellement. C'est ce qu'on appelle le rougissement interstellaire et doit être pris en compte par les astronomes analysant des données prises aux longueurs d'onde optiques notamment.

Le rougissement d'un objet est inversement proportionnel à la longueur d'onde de la lumière optique, donc les longueurs d'onde plus courtes (bleu) sont plus fortement rougies que les longueurs d'onde plus longues (rouge). Nous pouvons déterminer le degré de rougissement en mesurant l'indice de couleur (B-V) de l'objet et en le comparant à son indice de couleur réelle (B-V)0 par l'équation :

Étant donné que le rougissement et l'extinction interstellaires sont le résultat de l'interaction de la lumière des étoiles avec les grains de poussière, ils sont inextricablement liés et nous devrions nous attendre à ce que plus il y a de poussière le long de la ligne de visée, plus le rougissement est prononcé et plus l'extinction est élevée. C'est bien ce que l'on trouve, avec extinction et rougissement liés par l'équation :

UNEV est l'extinction mesurée dans le V bande.
Pour calculer la distance correcte (en parsecs) à un objet en tenant compte de l'extinction, nous devons développer l'équation de distance pour qu'elle soit :

d = 10 0,2(m-M+5-AV)

En soustrayant l'extinction de l'exposant de cette équation, nous augmentons la magnitude pour tenir compte de la perte de lumière.

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Question : Un astronome amateur fait des recherches sur les propriétés statistiques d'étoiles connues à l'aide de diverses bases de données. Elle recueille l'indice de couleur, ou indice B−V, et la distance (en années-lumière) de la Terre pour 10 étoiles. L'indice de couleur d'une étoile est la différence d'absorption lumineuse mesurée à partir de l'étoile à l'aide de deux filtres de lumière différents (un filtre B et un filtre V). Ceci alors

Un astronome amateur fait des recherches sur les propriétés statistiques d'étoiles connues à l'aide de diverses bases de données. Elle recueille l'indice de couleur, ou indice B−V, et la distance (en années-lumière) de la Terre pour 10 étoiles. L'indice de couleur d'une étoile est la différence d'absorption lumineuse mesurée à partir de l'étoile en utilisant deux filtres de lumière différents (un filtre B et un filtre V). Cela permet alors au scientifique de connaître la température de l'étoile. Une valeur négative signifie une étoile bleue chaude. Une année-lumière est la distance que la lumière peut parcourir en 1 an, soit environ 5,9 billions de miles. Les données stellaires sont reproduites dans le tableau ci-dessous. Calculez le coefficient de corrélation r à l'aide d'une calculatrice graphique TI-83, TI-83 plus ou TI-84 (arrondissez votre réponse à deux décimales).

"Indice B−V" Distance (ly)
1.03 142.6
-0.02 1138.8
0.36 428.6
0.91 1153.4
1.04 647.6
0.47 301.7
0.08 741.4
1.49 794.8
1.08 918.8
1.14 644.6


Table des matières

Pour mieux appréhender les différentes températures des étoiles il faut noter que 1 Kelvin équivaut à -272,15 degrés Celsius. Pour convertir Kelvin en Celsius, utilisez la formule simple suivante : 1K – 273,15 = -272,15 °C (la valeur 273,15 est une constante).

Le système de classification actuel utilise les lettres O, B, UNE, F, g, K, et M, pour séquencer les étoiles de la plus chaude à la plus froide. Globalement, il existe 7 classes spectrales :

  • Classe O (bleu) – Ce sont des étoiles très chaudes, avec des températures de surface supérieures à 30 000 Kelvin.
  • Classe B (gradient entre le bleu et le blanc) – Dans ce groupe, les températures se situent entre 30 000 Kelvin et 10 000 Kelvin.
  • Une classe (blanc) – Les températures sont comprises entre 10 000 Kelvin et 7 500 Kelvin.
  • Classe F (gradient entre le blanc et le jaune) – Ces étoiles se situent entre 7 500 Kelvin et 6 000 Kelvin.
  • Classe G (jaune) – Températures comprises entre 6 000 K et 5 000 K. Cette classe comprend notre Soleil.
  • Classe K (orange) – Dans ce groupe d'étoiles, les températures se situent entre 5 000 Kelvin et 3 500 Kelvin.
  • Classe M (rouge) – Les étoiles de cette classe sont les plus froides, avec des températures de surface inférieures à 3 500 Kelvin.

Pour faire la distinction entre les étoiles géantes et les naines, le Classe de luminosité Morgan–Keenan (MK) est annexé au classement de Harvard pour l'étoile. Les valeurs de luminosité sont basées sur la largeur de certaines raies d'absorption dans le spectre des étoiles qui varient avec la densité de l'atmosphère.


Mardi 12 février 2013

Exoplanète - Existe-t-il un moyen pour qu'une planète puisse se former indépendamment d'une étoile ?

Eh bien, vous devez voir la question connexe naines brunes et planètes , car la réponse à votre question dépend de la façon dont vous définissez une planète.

Si vous exigez qu'une "planète" ait un noyau rocheux, il semble très peu probable qu'une planète puisse se former de manière isolée loin d'une étoile mère. L'étoile mère est nécessaire pour différencier la matière rocheuse du gaz et lui permettre de se condenser.

D'un autre côté, si vous souhaitez définir une planète comme simplement un objet en dessous d'une certaine masse (disons le seuil de combustion du deutérium à 13 masses de Jupiter), alors il semble très probable qu'un tel objet pourrait forme isolément. Elles seraient entièrement gazeuses, mais il y aurait peu de choses pour les distinguer des naines brunes à des masses légèrement supérieures.

À l'heure actuelle, il existe de nombreux objets candidats de "masse planétaire flottante".
Par exemple, voir Joergens et al. (2014) Liu et al. (2013) Zapatero-Osorio et al. (2000). À moins que notre compréhension de la physique ne soit complètement erronée, il est probable qu'au moins certaines d'entre elles soient inférieures à 13 masses de Jupiter. Cependant, leur origine reste incertaine. Il est possible ils auraient tous pu se former autour des étoiles puis être éjectés par la suite, mais la présence d'un nombre important de ces objets dans les régions de formation d'étoiles jeunes et la manquer de d'objets de masse de Jupiter de 10 $ en orbite autour d'étoiles, suggère qu'il existe un scénario de formation alternatif qui peut produire de tels objets de manière isolée.

Quels pourraient être ces scénarios de formation ? Ces objets de faible masse pourraient simplement être une extension des masses inférieures du processus de fragmentation qui forme des étoiles. Ils pourraient être des embryons éjectés qui ont commencé leur vie dans de multiples systèmes. étoiles massives proches ou elles pourraient se former par instabilité gravitationnelle autour d'étoiles avec des disques exceptionnellement massifs et être éjectées par une rencontre rapprochée avec une autre étoile. Ces possibilités sont examinées par Whitworth et al. (2006) et Chabrier et al. (2014), et sont tous encore considérés comme plausibles dans une certaine mesure.


Comment calculer la différence de pourcentage de la valeur de l'indice de couleur B-V - Astronomie

Observation en laboratoire d'astronomie

Classification spectrale des étoiles

Dans cet exercice, nous obtiendrons une classification spectrale de certaines des étoiles qui ont été étudiées dans l'observation de photométrie photoélectrique, programmée plus tôt. Si vous n'avez pas terminé cet exercice, vous devez le faire avant de poursuivre celui-ci. Obtenez vos données prises lors de l'exercice de photométrie auprès de votre instructeur ingénieux.

1. Connectez-vous au réseau informatique Carson-Newman sur un ordinateur Windows (par exemple, dans DSC 126). Double-cliquez sur l'icône Raccourcis des applications réseau, sur le Astronomie icône, puis sur l'icône pour Spectres stellaires. Cliquez sur l'option Connexion en haut de l'écran. Entrez votre nom sur la première ligne. Cliquez sur "OK."

2. Sous le Cours menu, cliquez sur Prendre des spectres . Ouvrez le dôme et activez le suivi.

3. Sélectionnez l'une des étoiles à partir de vos données photométriques. Vous devriez éventuellement inclure l'une de vos étoiles les plus rouges (avec une valeur plus élevée de MB-V), l'une des étoiles les plus bleues et deux plus ou moins également espacées entre les deux.

Clique le Définir les coordonnées et entrez les coordonnées de l'étoile que vous avez sélectionnée. Une fois que vous avez terminé d'entrer les coordonnées, cette étoile doit être au centre de votre champ de vision. Si nécessaire, cliquez sur le bouton du moniteur pour modifier votre vue sur l'instrument. Si nécessaire, faites pivoter le télescope jusqu'à ce que l'étoile soit au centre de la fente du spectromètre.

4. Cliquez sur Prendre la lecture ensuite Démarrer/Reprendre le comptage et observez le spectre au fur et à mesure qu'il s'accumule sur votre écran. Lorsque le rapport signal/bruit atteint 100, cliquez sur Arrêter le décompte. (Pour une étoile faible, le programme peut s'arrêter plus tôt, ce qui est correct.) Cliquez sur Sauvegarder et entrez les trois derniers chiffres du Objet numéro d'identification dans la case pour l'ID de l'étoile. (Entrez un numéro de séquence, comme 001 ou 002, si non Objet numéro d'identification s'affiche.) Notez que le nom de fichier du spectre enregistré comprend votre nom suivi de ces trois chiffres. Enregistrez ce nom de fichier dans le tableau de données de la page suivante. Notez également le nom du fichier dans la marge à côté des données pour cette étoile, sur la fiche de données de photométrie.

5. Cliquez sur Revenir et répétez les étapes 3 et 4 pour une étoile différente. Continuez jusqu'à ce que quatre spectres stellaires différents aient été stockés.

6. Une fois tous les spectres stockés, cliquez sur Cours en haut de l'écran principal du programme, puis cliquez sur Classer les spectres. Cliquez sur Charge puis clique Atlas des spectres standards, sélectionnez Séquence principale et cliquez d'accord. Allume le Différence option. La fenêtre plus petite, avec plusieurs spectres de séquence principale affichés, peut être déplacée, fermée ou minimisée, de sorte que l'écran principal du Classer les spectres programme peut être vu.

7. Cliquez sur Charge - Spectre inconnu - Spectres enregistrés puis sélectionnez l'un de vos fichiers de spectre stockés, tel qu'il est enregistré dans votre tableau de données. Cliquez sur d'accord et observez qu'un spectre de séquence principale standard est tracé en haut, votre spectre enregistré au milieu et la différence entre eux dans le panneau inférieur. Clique le Vers le bas et/ou En haut et remarquez comment le tracé des différences change à mesure que différents spectres standard sont comparés au vôtre. S'il vous arrive d'avoir un spectre qui correspond exactement à l'une des normes, alors la différence sera assez plate. Sinon, un standard d'un côté aura quelques petits pics, tandis que celui de l'autre côté aura des pics pointant vers le opposé chemin. Vous devriez être en mesure d'estimer la classification spectrale correcte, en fonction des tailles relatives des pics de différence pour les deux spectres standard adjacents. Par exemple, si les pics de différence pour A1 sont environ 3 fois plus prononcés que pour A5, alors votre spectre est plus proche de A5 que de A1, donc A4 serait une bonne estimation pour la classification spectrale. Si les pics de différence pour A1 et A5 étaient à peu près de la même amplitude et opposés, alors à mi-chemin, ou A3 serait une bonne estimation. Notez que, par exemple, F0 suit immédiatement A9 dans ce schéma. Ainsi, si votre spectre se situe entre A5 et F0, vous pouvez considérer F0 comme équivalent à "A10" lorsque vous essayez de classer votre spectre.

8. Notez la classification du spectre dans le tableau ci-dessous, à côté du nom de fichier approprié. Enregistrez également l'indice de couleur, qui est la valeur correspondante de MB-V enregistré dans votre tableau de données de photométrie. Utilisez le tableau de conversion ci-dessous pour convertir la classification spectrale en la valeur correspondante de l'indice de couleur. Notez cette valeur et calculez l'écart entre les deux valeurs. Si la valeur photométrique est un peu plus grande que la valeur spectroscopique, cela indiquerait que l'étoile apparaît un peu plus rouge qu'elle ne le devrait. Pouvez-vous donner une raison pour laquelle cela pourrait être le cas?


HIPPARCOS - Catalogue principal Hipparcos

Chacun des catalogues contient une grande quantité de données astrométriques et photométriques de très haute qualité. En outre, il existe des annexes associées présentant la variabilité et les données d'étoiles doubles/multiples, ainsi que des mesures astrométriques et photométriques du système solaire. Dans le cas du catalogue Hipparcos, les principales parties sont fournies à la fois sous forme imprimée et lisible par machine (sur CD-ROM). Dans le cas du catalogue Tycho, les résultats sont fournis uniquement sous une forme lisible par machine (sur CD-ROM). Bien qu'en général seules les données astrométriques et photométriques finales réduites et calibrées soient fournies, certains fichiers auxiliaires contenant les résultats des étapes intermédiaires du traitement des données, pertinents pour l'utilisateur plus spécialisé, ont également été conservés pour publication. (Certains fichiers de données, mais pas tous, sont disponibles auprès du Centre de Données astronomiques de Strasbourg.)

Les tâches d'analyse globale des données, allant de près de 1000 Gbit de données satellitaires brutes aux catalogues finaux, ont été un processus long et complexe, et ont été entreprises par les consortiums NDAC et FAST, ensemble responsables de la production du catalogue Hipparcos, et du Tycho Consortium, responsable de la production du Catalogue Tycho. Un quatrième consortium scientifique, le Consortium INCA, était responsable de la construction du programme d'observation Hipparcos, compilant les meilleures données disponibles pour les étoiles sélectionnées avant le lancement dans le catalogue d'entrée Hipparcos. La production des catalogues Hipparcos et Tycho marque la fin formelle de la participation à la mission de l'Agence spatiale européenne et des quatre consortiums scientifiques.

Pour plus d'informations sur ce catalogue, telles que des descriptions plus complètes des paramètres, l'utilisateur est invité à consulter le site Web des catalogues Hipparcos et Tycho à l'adresse http://www.rssd.esa.int/Hipparcos/catalog.html

Code bibliographique du catalogue

Les références

Provenance

Noms des paramètres HEASARC

Paramètres

Nom
Nom de l'étoile au format recommandé pour les étoiles Hipparcos, tel que créé en concaténant le préfixe 'HIP ' et l'identifiant Hip_Number dans le catalogue d'origine. Les entrées dans le catalogue Hipparcos (HIP) ont exactement le même identifiant que dans le catalogue d'entrée Hipparcos (HIC), remarque.

RA
Ascension droite à l'équinoxe spécifié pour l'époque J1991.25. Cela a été donné dans le système de référence ICRS (équateur J2000) dans le catalogue Hipparcos original, et donc l'équinoxe 2000 devrait être spécifié pour éviter les inexactitudes dues à l'algorithme de précession des coordonnées HEASARC non rigoureux. Ce paramètre a été donné avec une précision tronquée de 0,01 seconde de temps dans le catalogue Hipparcos original. Si le RA "précis" est souhaité, il faut utiliser la valeur du paramètre RA_deg qui contient le RA complet en degrés décimaux.

déc
Déclinaison à l'équinoxe spécifié pour l'époque J1991.25. Cela a été donné dans le système de référence ICRS (équateur J2000) dans le catalogue Hipparcos original, et donc l'équinoxe 2000 devrait être spécifié pour éviter les inexactitudes dues à l'algorithme de précession des coordonnées HEASARC non rigoureux. Ce paramètre a été donné avec une précision tronquée de 0,1 seconde d'arc dans le catalogue Hipparcos original. Si la déclinaison 'précise' est souhaitée, il faut utiliser la valeur du paramètre Dec_deg qui contient la déclinaison complète en degrés décimaux.

HIP_Number
Le numéro courant du catalogue Hipparcos, qui est le même que celui du catalogue d'entrée Hipparcos. Les entrées d'étoiles sont, à quelques exceptions près, ordonnées par numéro HIP croissant, qui suit essentiellement l'ordre de l'ascension droite de l'objet (Equinox J2000) indépendamment de la déclinaison.

Prox_10asec
Un drapeau de proximité qui fournit une indication grossière de la présence d'objets proches dans les 10 secondes d'arc de la position de l'étoile donnée. S'il n'est pas vide, cela indique qu'il y a une ou plusieurs entrées de catalogue Hipparcos ('H') ou Tycho ('T') distinctes si les deux 'H' et 'T' s'appliquent, alors & #39H' est la valeur adoptée, remarquez.

Vmag
La magnitude dans la bande Johnson V, donnée avec une précision de 0,01 magnitude dans le catalogue Hipparcos original.

Var_Flag
Un indicateur de variabilité grossière qui indique si l'entrée (ou l'une des composantes dans le cas d'un système multiple) est variable dans sa magnitude Hipparcos Hip_mag au niveau de :

Vmag_Source
La source de la magnitude V :

RA_Deg
L'ascension droite exprimée en degrés pour l'époque J1991.25 (JD2448349.0625 (TT)) dans le système de référence ICRS (International Celestial Reference System, compatible avec J2000), et donnée avec une précision de 10 -8 degrés dans le catalogue Hipparcos original . Il y a 263 cas où ces champs sont manquants (aucune solution astrométrique n'a pu être trouvée).

Déc_Dég
La déclinaison exprimée en degrés pour l'époque J1991.25 (JD2448349.0625 (TT)) dans le système de référence ICRS (International Celestial Reference System, compatible avec J2000), et donnée avec une précision de 10 -8 degrés dans le catalogue Hipparcos original. Il y a 263 cas où ces champs sont manquants (aucune solution astrométrique n'a pu être trouvée)

Astrom_Ref_Dbl
Indicateur de référence pour les paramètres astrométriques des systèmes doubles et multiples. Ce drapeau indique que les paramètres astrométriques se réfèrent à :

Parallaxe
La parallaxe trigonométrique pi en unités de millisecondes d'arc : ainsi pour calculer la distance D en parsecs, D = 1000/pi. La parallaxe estimée est donnée pour chaque étoile, même si elle semble insignifiante ou négative.

PM_RA
La composante de mouvement propre dans la direction RA exprimée en millisecondes d'arc par année julienne (mas/an), et donnée par rapport au système de référence ICRS : mu_RA* = mu_RA x cos (déclinaison).

PM_Déc
La composante de mouvement propre dans la direction de déclinaison exprimée en millisecondes d'arc par année julienne (mas/an), et donnée par rapport au système de référence ICRS.

RA_Error
L'erreur standard dans l'Ascension Droite donnée à l'époque du catalogue, J1991.25, et exprimée en milliarcsecondes : sigma_RA* = sigma_RA x cos (déclinaison).

Dec_Error
L'erreur standard dans la déclinaison donnée à l'époque du catalogue, J1991.25, et exprimée en millisecondes d'arc.

Parallax_Error
L'erreur standard dans la parallaxe donnée en millisecondes d'arc.

PM_RA_Error
L'erreur standard dans la composante de mouvement propre dans la direction RA exprimée en milliarcsecondes par année julienne (mas/an) : sigma_mu_RA* = sigma_mu_RA x cos (déclinaison).

PM_Dec_Error
L'erreur standard dans la composante de mouvement propre dans la direction de déclinaison exprimée en milliarcsecondes par année julienne (mas/an), sigma_mu_declination.

Crl_Dec_RA
Le coefficient de corrélation exprimé en valeur numérique réelle (dans le catalogue imprimé, il est exprimé en pourcentage, remarque): (déclinaison sur RA).

Crl_Plx_RA
Le coefficient de corrélation exprimé en valeur numérique réelle (dans le catalogue imprimé, il est exprimé en pourcentage, remarque): (parallaxe sur RA).

Crl_Plx_Dec
Le coefficient de corrélation exprimé en valeur numérique réelle (dans le catalogue imprimé, il est exprimé en pourcentage, remarque) : (parallaxe sur déclinaison).

Crl_Pmra_RA
Le coefficient de corrélation exprimé en valeur numérique réelle (dans le catalogue imprimé, il est exprimé en pourcentage, remarque) : (mouvement propre en RA sur RA).

Crl_Pmra_Dec
Le coefficient de corrélation exprimé en valeur numérique réelle (dans le catalogue imprimé, il est exprimé en pourcentage, remarque) : (mouvement propre en RA sur déclinaison).

Crl_Pmra_Plx
Le coefficient de corrélation exprimé en valeur numérique réelle (dans le catalogue imprimé, il est exprimé en pourcentage, remarque) : (mouvement propre en RA sur parallaxe).

Crl_Pmdec_RA
Le coefficient de corrélation exprimé en valeur numérique réelle (dans le catalogue imprimé, il est exprimé en pourcentage, remarque) : (mouvement propre en déclinaison sur RA).

Crl_Pmdec_Dec
Le coefficient de corrélation exprimé en valeur numérique réelle (dans le catalogue imprimé, il est exprimé en pourcentage, remarque) : (mouvement correct en déclinaison sur déclinaison).

Crl_Pmdec_Plx
Le coefficient de corrélation exprimé en valeur numérique réelle (dans le catalogue imprimé, il est exprimé en pourcentage, remarque) : (mouvement correct en déclinaison sur la parallaxe).

Crl_Pmdec_Pmra
Le coefficient de corrélation exprimé en valeur numérique réelle (dans le catalogue imprimé, il est exprimé en pourcentage, remarque) : (mouvement propre en déclinaison sur mouvement propre en RA).

Rejeter_Pourcentage
Le pourcentage de données qui ont dû être rejetées afin d'obtenir une solution acceptable.

Qualité_Ajustement
La statistique de la qualité de l'ajustement : ce nombre indique la qualité de l'ajustement de la solution astrométrique aux données acceptées (c'est-à-dire en excluant les données rejetées). Pour de bons ajustements, cela devrait suivre approximativement une distribution normale avec une valeur moyenne nulle et un écart type unitaire. Les valeurs dépassant, disons +3, indiquent donc un mauvais ajustement aux données.

BT_Mag
La magnitude moyenne dans le système photométrique Tycho, B_T.

BT_Mag_Error
L'erreur standard de la magnitude B_T, BT_mag.

VT_Mag
La magnitude moyenne dans le système photométrique Tycho, V_T.

VT_Mag_Error
L'erreur standard de la magnitude V_T, VT_mag.

BT_Mag_Ref_Dbl
un drapeau de référence pour BT_mag et VT_mag qui indique, pour les étoiles non isolées, la composante mesurée en photométrie Tycho, ou indique que plusieurs composantes ont été directement mesurées ensemble par Tycho, ou ont eu leurs données Tycho combinées. Le drapeau prend les valeurs suivantes :

BV_Couleur
L'indice de couleur (B-V) dans ou réduit au système Johnson UBV.

BV_Color_Error
L'erreur standard de l'indice de couleur (B-V), BV_Color.

BV_Mag_Source
La source de l'index de couleur (B-V), BV_Color :

VI_Couleur
l'indice de couleur (V-I) dans le système photométrique Cousins' représente la meilleure valeur (V-I) disponible au moment de la publication du catalogue Hipparcos.

VI_Color_Error
L'erreur standard dans l'indice de couleur (V-I), VI_Color.

VI_Color_Source
La source de l'indice de couleur (V-I), VI_Color (voir la section 1.3, annexe 5 du catalogue Hipparcos publié pour plus de détails) :

Mag_Ref_Dbl
Un indicateur de référence pour les indices de couleur (BV) et (VI) et la magnitude V Vmag (et toutes leurs erreurs standard) qui est défini sur '*' lorsqu'ils se réfèrent à la lumière combinée de systèmes doubles ou multiples qui sont par ailleurs résolus par la mission principale d'astrométrie et de photométrie.

HIP_Mag
La magnitude médiane H_P dans le système photométrique Hipparcos, et définie à partir des observations acceptées (ou transits de champ) pour une étoile donnée. Notez que la magnitude Hipparcos n'a pas pu être déterminée pour 14 étoiles.

HIP_Mag_Error
L'erreur standard de la magnitude médiane H_P.

Scat_HIP_Mag
La dispersion des observations H_P.

N_Obs_HIP_Mag
Le nombre d'observations H_P : c'est le nombre d'observations photométriques (ou passages de terrain) utilisées pour la construction de la médiane, de l'erreur standard et de la dispersion dans H_P.

HIP_Mag_Ref_Dbl
Un indicateur de référence pour les paramètres photométriques Hipparcos. Pour une entrée double ou multiple, ce drapeau indique que la photométrie fait référence à :

HIP_Mag_Max
La magnitude observée à la luminosité maximale. Ceci est défini comme le 5e centile de la photométrie d'époque.

HIP_Mag_Min
La magnitude observée à la luminosité minimale. Ceci est défini comme le 95e centile de la photométrie d'époque.

Var_Période
La période de variabilité, ou une estimation provisoire d'une telle période, dérivée des données Hipparcos (éventuellement en combinaison avec des observations au sol) et exprimée en jours, avec une précision de 0,01 jour.

HIP_Var_Type
Le type de variabilité : les sources de diffusion dans les données photométriques sont diverses, et ce drapeau indique l'origine de la diffusion supplémentaire, qui peut être astrophysique, ou, dans certains cas, instrumentale. Voir la section 1.3, annexe 2 du catalogue Hipparcos publié pour une description plus détaillée. Parmi les sources de variabilité astrophysique, ce paramètre ne distingue que 'M' (micro-variables), 'P' (variables périodiques) et 'U' (variables non résolues). D'autres détails sur la variabilité pour les variables périodiques ou non résolues sont inclus dans l'annexe sur la variabilité. Le drapeau prend les valeurs suivantes :

Var_Data_Annexe
A Variability Annex flag indicating the existence of additional tabular data in the Variability Annex, where Ƈ' means that additional data are provided in a table of periodic variables, and ƈ' means that additional data are provided in a table of 'unsolved' variables.

Var_Curv_Annex
A Variability Annex flag indicating the existence of a light curve, or a folded light curve, in the Variability Annex, where 'A' means the light curve is folded, and 'B' or 'C' mean that the light curve is NOT folded.

CCDM_ID
The Catalog of Components of Double and Multiple Stars (CCDM) identifier.

CCDM_History
The historical status of the CCDM identifier. The flag takes the following values:

CCDM_N_Entries
The number of separate catalog entries with the same CCDM identifier.

CCDM_N_Comp
The number of components into which the entry was resolved as a result of the satellite observations and data reductions.

Dbl_Mult_Annex
The Double and Multiple Systems Annex flag. This indicates that further details of this system are given in one of the 5 (mutually exclusive) parts of the Double and Multiple Systems Annex labelled as follows:

Astrom_Mult_Source
A flag for the source of the absolute astrometry. This parameter qualifies the source of the astrometric parameters for some of the entries with a value of 'C' for the parameter Dbl_Mult_Annex. The values are as follows:

Dbl_Soln_Qual
A solution quality flag which indicates the reliability of the double or multiple star solution, and is set for all entries in Part C of the Double and Multiple Systems Annex. The flags can be understood as follows:

Dbl_Ref_ID
Component designation for the double star parameters, Dbl_theta, dbl_rho, etc. The first letter gives the 'reference' component, and the second letter gives the subsidiary component. In the case of the Hipparcos observations, the reference component is always defined to be the brighter component (in median H_P) such that the magnitude difference between the components (Diff_Hip_Mag) is always positive.

Dbl_Theta
The rounded value for the position angle between the components specified in the Dbl_Ref_id field, expressed in degrees (in the usual sense measured counterclockwise from North).

Dbl_Rho
The rounded value for the angular separation between the components specified in the Dbl_Ref_id field, expressed in arcseconds.

Rho_Error
The standard error of the angular separation, Dbl_Rho, given in arcseconds.

Diff_HIP_Mag
The Hipparcos magnitude difference of the components specified in the Dbl_Ref_id field, expressed in magnitudes.

Dhip_Mag_Error
The standard error of the Hipparcos magnitude difference, expressed in magnitudes.

Survey_Star
A flag indicating a `survey' star. The `survey' was the basic list of bright stars added to and merged with the total list of proposed stars, to provide a stellar sample (almost) complete to well-defined limits. A flag 'S' indicates that the entry is contained within this `survey', whose limiting magnitude is a function of the stars's spectral type and galactic latitude b and is defined by: If no spectral data were available, the break was taken at (B-V) = 0.8 mag.

ID_Chart
A flag indicating an identification chart. Where identification of a star using ground-based telescopes might prove difficult or ambiguous, identification chrats were constructed and are available in Volume 13 of the printed catalog. Charts correspond to the object observed by the satellite (i.e., at the posotion given in this catalog), even if it was not the intended target. The flag takes the following values: 'D' for charts produced directly from the STScI Digitized Sky Survey (776 entries) or 'G' for charts constructed from the Guide Star Catalog (10877 entries).

Remarques
A flag indicating a note is given at the end of the volume(s) in the printed catalog. The flag has the following meaning:

HD_ID
HD/HDE/HDEC identifier (CDS Catalog <III 135>).

BD_ID
Bonner Durchmusterung (BD) identifier (CDS Catalogs <I 119>, <I 122>). BD identifiers, unlike the CoD and CPD identifiers, may carry a suffix letter for additional stars, i.e., stars with suffixes 'A', "B', 'P', or 'S': these stars were added to the BD Catalog after the original numbering was made, and such suffixes do not imply that the entry is a component of a double or multiple system.

CoD_ID
Cordoba Durchmusterung (CoD) identifier (CDS Catalog <I 114>).

CPD_ID
Cape Photographic Durchmusterung (CPD) identifier (CDS Catalog <I 108>).

VI_Color_Reduct
The (V-I) color index used for the photometric processing (not necessarily the same as the `final' value given in the parameter VI_mag).

Spect_Type
The MK or HD spectral type acquired from ground-based compilations and primarily taken from the Hipparcos Input Catalog, with some updates, especially for variable stars.

Spect_Type_Source
The source of the spectral type. The flag indicates the source as follows:

Class
The Browse classification created by the HEASARC based on the value of the spect_type parameter.


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