Astronomie

Comment interpréter l'erreur de magnitude absolue d'une étoile à partir des données de wikipedia ?

Comment interpréter l'erreur de magnitude absolue d'une étoile à partir des données de wikipedia ?

Cette page Wikipédia contient des informations sur l'étoile Spica dans le tableau le plus à droite. Un petit aperçu de ce tableau est ci-dessous.

Dans ce tableau, la grandeur absolue est donnée par−3.55 (−3.5/−1.5). Au lieu de voir la valeur et l'erreur données commevaleur ± erreur, je pense que l'erreur est donnée telle quelle car la magnitude absolue est donnée sur une échelle logarithmique (par opposition à une échelle linéaire). Mais je ne sais pas trop comment interpréter cela comme une erreur de lecture. Comment interpréter cette lecture ?


Spica (α Vir) est une étoile binaire. L'article de Wikipedia cite Herbison-Evans et al. 1971, dont le tableau III dit :

Magnitude absolue du primaire (Mv1) -3.5±0.1
Magnitude absolue du secondaire (Mv2) -1.5±0.2

Ainsi, le "-3,55 (-3,5 / -1,5)" confus peut être interprété comme "combiné (primaire / secondaire)".


Magnitude absolue d'une étoile - avec parallaxe

La magnitude absolue est la mesure de la luminosité intrinsèque d'un objet céleste. C'est la magnitude apparente hypothétique d'un objet à une distance de luminosité standard d'exactement 10,0 parsecs ou environ 32,6 années-lumière de l'observateur, en supposant qu'il n'y ait pas d'extinction astronomique de la lumière des étoiles. Cela permet de comparer la véritable production d'énergie des objets astronomiques sans tenir compte de leurs distances variables. Comme pour toutes les magnitudes astronomiques, la magnitude absolue peut être spécifiée pour différents intervalles de longueur d'onde pour les étoiles. La magnitude absolue la plus couramment citée est la magnitude visuelle absolue, qui est la magnitude absolue dans la bande visuelle (V) du système UBV.

Dans l'approximation euclidienne pour les objets proches, la magnitude absolue d'une étoile peut être calculée à partir de sa magnitude apparente et de sa parallaxe, comme indiqué.


Modèle : astrométrie Starbox

Ce modèle fait partie d'un groupe de modèles utilisés pour afficher des informations sur une étoile spécifique. La liste doit toujours avoir {{Starbox begin}} comme premier de la liste, tandis que la liste doit avoir {{Starbox end}} comme dernier dans la liste. N'importe lequel de ces paramètres peut être omis. Si tous les paramètres qui seraient affichés sur une ligne donnée sont omis, la ligne sera supprimée de l'infobox, sauf que, si dist_ly et dist_pc sont omis, mais parallaxe est présent, alors la distance de l'objet sera calculée à partir de parallaxe et, s'il est présent, p_erreur. Pour que ce calcul fonctionne, les notes de bas de page et les références pour la parallaxe et son erreur doivent être placées dans parallaxe_footnote plutôt que parallaxe ou alors p_erreur. Ce modèle particulier peut être utilisé comme suit :

Cependant, vous pouvez utiliser la syntaxe suivante pour deux étoiles :

Notez que les tirets sont automatiquement remplacés par des signes moins. Si vous souhaitez utiliser un trait d'union, saisissez plutôt l'entité HTML (&#45).

Les modèles suivants sont utilisés ensemble et sont généralement placés dans l'ordre indiqué ci-dessous.


Magnitudes apparentes (luminosité) et absolues

Dubhe a une magnitude apparente de 1,81, c'est une mesure de la luminosité de l'étoile vue de la Terre. La magnitude apparente est également connue sous le nom de magnitude visuelle. Si vous utilisiez la valeur de parallaxe de 1997, vous obtiendriez une magnitude absolue de -1,08. Si vous utilisiez la valeur de parallaxe de 2007, vous obtiendriez une magnitude absolue de -1,07.

La magnitude absolue est la magnitude apparente de l'étoile à une distance de 10 parsecs ou 32,6 années-lumière. Cela suppose qu'il n'y a rien entre l'objet et le spectateur tel que des nuages ​​de poussière. Pour vraiment comparer la luminosité de l'étoile, il est préférable d'utiliser la magnitude absolue plutôt que la magnitude apparente.

La magnitude, qu'elle soit apparente/visuelle ou absolue, est mesurée par un nombre, plus le nombre est petit, plus l'étoile est brillante. Notre propre Soleil est l'étoile la plus brillante et a donc la plus faible de toutes les magnitudes, -26,74. Une étoile faible aura un nombre élevé.


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Classification stellaire utilisant des techniques d'apprentissage profond

Une tâche de classification supervisée pour prédire le type d'étoile en fonction de la température de surface (en K), de la luminosité (mesurée par rapport à celle du soleil), du rayon (mesuré par rapport à celui du soleil), de la magnitude absolue (visuelle), de la couleur de l'étoile et du spectre Classer.

Les types d'étoiles prédits à la fin de l'apprentissage du modèle sont :

  1. Naine brune (0)
  2. Nain rouge (1)
  3. Naine Blanche (2)
  4. Séquence principale (3)
  5. Supergéante (4)
  6. Hypergéante (5)

Techniques de collecte et de préparation des données :

L'ensemble de données est créé sur la base de plusieurs équations en astrophysique. Ils sont donnés ci-dessous :

    du rayonnement du corps noir (pour trouver la luminosité d'une étoile) (pour trouver la température de surface d'une étoile en utilisant la longueur d'onde)
  1. Rayon d'une étoile utilisant la parallaxe.
  2. Les données manquantes ont été calculées manuellement en utilisant les équations d'astrophysique données ci-dessus.

Intérêt pour l'astronomie et l'évolution stellaire


4. APPLICATION AUX DONNÉES LAMOST

Après avoir vérifié l'efficacité de notre code de distance sur les données catalogue et simulées, nous appliquons maintenant le code aux données LAMOST existantes. A cette date, le catalogue LAMOST (données internes releases 1 et 2) se compose de

1,8 million d'étoiles avec des paramètres stellaires (sur

3,6 millions d'étoiles observées avec un faible rapport signal/bruit, des étoiles froides de type M et des étoiles OBA chaudes n'ont pas de paramètres du pipeline LAMOST). Dans cette section, nous montrons quelques « contrôles d'intégrité » simples pour vérifier que le code produit des résultats raisonnables et pour donner une idée de la portée de l'ensemble de données LAMOST.

4.1. Paramètres stellaires LAMOST

Les paramètres LAMOST pour les étoiles de l'ordre de 3500 K K et avec S/N en g et r les bandes ont des incertitudes médianes de

0,3 dex, dans , , et [Fe/H], respectivement. Nous notons que les incertitudes [Fe/H] au cours de la deuxième année complète d'opérations de relevé (septembre 2013-juin 2014) sont significativement plus faibles (médiane 0,18 dex) que les périodes antérieures et les erreurs sont similaires dans les données antérieures et postérieures. Il n'est pas clair si cela est dû à des changements dans le pipeline de réduction des données LAMOST ou à une amélioration de la qualité des données au fur et à mesure que l'enquête progresse.

Le paramètre qui affecte le plus fortement les erreurs de distance dérivées est la gravité de surface. Cela peut être vu sur la figure 6, qui compare les erreurs sur , , et [Fe/H] avec l'erreur dans les distances dérivées en fonction de ces paramètres. Il existe une légère corrélation entre et , mais une faible dépendance des erreurs de distance vis-à-vis de l'incertitude dans [Fe/H]. Le panneau du milieu, montrant par rapport à , présente une corrélation à peu près linéaire entre l'incertitude de la gravité de surface et les erreurs sur les distances dérivées. Pour une incertitude de

0,5 dex dans , la figure 6 suggère que nous pouvons nous attendre à un

25 % à 35 % d'erreur de distance. Il est donc vital que les gravités de surface à partir des spectres LAMOST soient déterminées le plus précisément possible. Liu et al. (2014b) ont récemment publié une méthode pour améliorer les estimations des étoiles géantes dans le Kepler domaine qui ont également été observés avec LAMOST. Sur la base des corrections de la comparaison avec les mesures astérosismiques de Kepler, Liu et al. obtenir des incertitudes à partir des spectres LAMOST de dex, qui donnent des estimations de distance avec une précision supérieure à 10 %. En effet, à température donnée, 14 donc si l'incertitude de est améliorée de 0,1 dex, l'incertitude en magnitude absolue s'améliore de 0,25 mag, et la précision de l'estimation de distance s'améliore de

Figure 6. Erreurs fractionnaires sur les distances dérivées pour les étoiles LAMOST par rapport aux incertitudes sur les paramètres stellaires , , et [Fe/H] (de haut en bas). L'échelle de gris code le nombre d'étoiles dans chaque bac sur une échelle logarithmique entre 10 et 20 000. Les erreurs de distance ne sont que faiblement corrélées aux incertitudes ou [Fe/H]. La dépendance de loin la plus forte est observée dans le panneau central, qui montre une corrélation à peu près linéaire entre l'incertitude de la gravité de surface et l'erreur dans la distance dérivée.

4.2. Effet de α-Abondances d'éléments sur les distances jusqu'aux géants halo pauvres en métaux

Comme indiqué dans la section 2, notre algorithme a tendance à surestimer les distances aux géantes du halo pauvres en métal dans les catalogues synthétiques du modèle de Besançon. Il est bien établi que les populations stellaires pauvres en métaux du halo de la Voie lactée sont généralement renforcées dans α-éléments relatifs aux populations de disques (par exemple, Venn et al. 2004), avec des étoiles de halo pauvres en métaux ([Fe/H] ) ayant typiquement [α/Fe] 0,4. Nous revenons maintenant à un sous-ensemble d'étoiles pour lesquelles nous avons des paramètres stellaires LAMOST, et examinons l'effet du remplacement des isochrones à l'échelle solaire par α-versions améliorées dans notre code de distance. Pour ce faire, nous générons une nouvelle grille isochrone avec [α/Fe] = +0,4, [Fe/H] , et les mêmes étapes d'âge que l'ensemble isochrone d'origine. Nous exécutons notre algorithme de distance sur un ensemble de paramètres stellaires à partir de 239 446 spectres LAMOST (composés de spectres LAMOST récents de troisième année) avec le α-des isochrones améliorés. À partir du catalogue de distances résultant, nous sélectionnons ensuite uniquement les étoiles de halo probablement pauvres en métaux avec S/B dans g, r-bandes, [Fe/H] , , et à au moins 3 kpc du plan galactique. Cela produit un échantillon de 542 étoiles de halo probables. La figure 7 compare la distance de la α-grille améliorée à la distance de la grille isochrone d'origine, dans le sens . Nous constatons que le [α/Fe] = +0.4 grille produit des distances en moyenne 13% plus proches que celles du [α/Fe] = 0,0 grille. Cela explique probablement la

Surestimation systématique de 20 % des distances pour les étoiles du halo des catalogues de Besançon. Étant donné que les populations de halos dans le modèle de Besançon étaient enrichies en oxygène par rapport aux populations de disques (Robin et al. 2003), notre hypothèse de α-les abondances biaisent probablement les distances dérivées. Adopter une approche plus appropriée α-une grille isochrone améliorée pour les étoiles de halo pauvres en métal remédierait à cette situation. En effet, on incorporerait idéalement une mesure [α/Fe] du spectre LAMOST lui-même dans l'estimation de la distance pour chaque étoile, nous l'inclurons dans les futures mises à jour du code de distance à mesure que les estimations d'abondance deviendront disponibles pour les étoiles LAMOST.

Figure 7. Différence entre les distances aux géantes du halo ( kpc, [Fe/H] , avec S/N dans g et r-band) mesuré avec des isochrones à l'échelle solaire ([α/Fe] = 0.0 étiqueté "solaire α") Et un α-renforcée ([α/Fe] = 0,4) grille d'isochrones. En moyenne, le α-les isochrones améliorés trouvent les distances

13% plus petits (dérivés via l'ajustement gaussien en pointillés illustré ci-dessus) que ceux de la grille à l'échelle solaire.

4.3. Contrôles internes LAMOST sur les observations répétées

1,8 million de spectres stellaires au catalogue LAMOST,

30%) sont des étoiles avec des observations répétées. Il y a 214 514 étoiles uniques qui ont été observées plusieurs fois et ont des spectres de qualité suffisante à chaque époque pour dériver les paramètres stellaires. Une étoile individuelle peut avoir jusqu'à 14 observations, mais la plupart ont 2 à 4 observations. La distribution du nombre de mesures répétées est illustrée à la figure 8. La figure 9 montre l'écart type de nos mesures de distance pour les étoiles à observations multiples. Celle-ci est exprimée sous forme d'écart fractionnaire de la distance moyenne mesurée, , et tracée en fonction du rapport signal/bruit minimum des mesures comparées. On s'attendrait à ce que la dispersion dans les distances dérivées augmente si un (ou plusieurs) des spectres a un faible rapport signal/bruit. C'est précisément ce que l'on voit sur la figure 9 : la dispersion est

5% pour les spectres avec un S/N minimum de 20, et commence à augmenter pour un S/N inférieur à 20. Cependant, même lorsque le S/N minimum est aussi bas que 2,5, la dispersion typique des distances en

20%. Cela vérifie que (a) notre code produit des résultats reproductibles lorsqu'il est appliqué à plusieurs observations de la même étoile, et (b) le pipeline LAMOST fournit des estimations cohérentes des paramètres stellaires à partir de ces multiples observations.

Figure 8. Nombre d'observations répétées des 214 514 étoiles uniques à spectres multiples dans la base de données LAMOST. La majorité de ces objets ont moins de 4 observations, mais certains ont jusqu'à 14 spectres séparés.

Graphique 9. Écart-type σ de l'estimation de distance pour les 214 514 étoiles avec de multiples mesures dans LAMOST. Ceci est exprimé comme un écart fractionnaire de la distance, , en fonction du rapport signal sur bruit minimum des spectres inclus dans la dérivation de σ pour chaque étoile. Nous avons calculé la dispersion moyenne (losanges pleins) et son écart type (barres d'erreur) pour ces résultats dans des cases de 2,5 en S/N. La dispersion des mesures répétées est généralement

5% pour les étoiles S/N élevées (min. S/N ), puis augmente jusqu'à

20% à l'extrémité S/N bas. Cela suggère que même pour des spectres de qualité assez médiocre, nos dérivations de distance (et donc les paramètres stellaires sur lesquels elles sont basées) sont reproductibles de manière robuste.

4.4. Résultats des données LAMOST

Après avoir exécuté notre code de distance sur l'ensemble du catalogue des paramètres stellaires LAMOST, nous effectuons quelques vérifications pour vérifier que les résultats ont du sens et pour explorer l'utilité de nos distances pour les études de structure galactique. En utilisant nos distances, nous calculons les coordonnées cartésiennes galactocentriques (en supposant que le Soleil est à kpc, avec kpc). Le premier test consiste à voir si la distribution de la métallicité en fonction de la hauteur au-dessus du plan galactique près de la calotte galactique nord est comme prévu. Nous sélectionnons les étoiles à , en ne gardant que celles avec S/N dans le SDSS g-bande. Cela donne 189 106 étoiles. Cet échantillon devrait sonder approximativement le gradient de métallicité galactique avec une hauteur, on s'attend à ce qu'en moyenne la métallicité soit presque solaire près du plan, et diminue avec la hauteur à mesure que le disque mince se transforme en disque épais de moindre métallicité. En effet, c'est exactement ce qui est vu dans un tracé de contour de ces données sur la figure 10. Le pic de métallicité diminue de légèrement subsolaire à Z

1 kpc. Au-dessus de cela, la métallicité maximale reste à peu près la même, avec une longue queue à faible métallicité représentant principalement des étoiles de halo locales.

Figure 10. Metallicité du pipeline LAMOST en fonction de la hauteur au-dessus du plan pour un échantillon de 189 106 étoiles ayant un S/Ng 10. Le Z La coordonnée est basée sur les distances dérivées par notre code à l'aide des paramètres stellaires LAMOST. Les contours contiennent (2, 5, 10, 25, 50, 100, 200, 300, 400, 500, 750, 1000, 1500, 2500, 4000) étoiles. Comme prévu pour les étoiles du disque, la métallicité moyenne tombe du proche solaire juste au-dessus du plan galactique à près de kpc. Ce pic de métallicité, typique du disque épais galactique, persiste aussi loin que nous sondons, avec une longue queue pour réduire la métallicité.

Bien que les étoiles géantes du halo galactique représentent une infime fraction des étoiles observées par LAMOST, nous espérons également les utiliser pour explorer la structure (et la sous-structure) du halo. Nous souhaitons donc vérifier si nos distances peuvent être utilisées pour isoler un échantillon relativement pur de géantes du halo de la Voie Lactée. Pour tester cela, nous sélectionnons des étoiles avec des rayons galactocentriques kpc qui sont également à des hauteurs kpc au-dessus/en dessous du plan. Un tel échantillon d'étoiles devrait être principalement composé d'étoiles en halo. Nous le vérifions en traçant un histogramme de métallicité (ligne pointillée sur la figure 11) pour les 1528 étoiles ainsi sélectionnées. Ces étoiles culminent à une métallicité autour de [Fe/H] , comme prévu pour les étoiles à halo interne, avec très peu d'étoiles riches en métaux. En revanche, un échantillon sélectionné pour être à l'intérieur de kpc et près du disque (ligne continue kpc sur la figure 11) contient principalement des étoiles riches en métaux avec [Fe/H] en forme de disque.

Figure 11. Distribution de métallicité normalisée de 1 473 135 étoiles à kpc et kpc (histogramme solide). Les 1705 étoiles à kpc et kpc sont représentées par la ligne pointillée. Ces dernières devraient être principalement des étoiles de halo, et culminer à [Fe/H] comme prévu pour le halo galactique, avec peu d'étoiles riches en métaux ([Fe/H] ). L'échantillon de kpc contient principalement des étoiles riches en métaux, comme prévu pour les populations à prédominance de disques. La coupure abrupte à [Fe/H] = −2,5 est due à la limite inférieure des métallicités produites par le pipeline LAMOST plutôt qu'à un effet réel. Lee et al. (2015) ont adapté le Sloan SSPP pour une utilisation plus générale de ce pipeline sur les spectres LAMOST évitant la coupure artificielle à [Fe/H] = -2,5.

Notez qu'aucun de ces tests de cohérence montrant les distributions de métallicité pour différentes populations galactiques (Figures 10 et 11) ne représente la vraie distribution de métallicité galactique pour ces populations. Pour dériver la distribution intrinsèque, il faudrait corriger les effets de sélection présents dans les données LAMOST. Ces figures sont simplement destinées à illustrer que les échantillons stellaires sélectionnés à l'aide de nos distances dérivées ont des propriétés similaires à celles auxquelles on pourrait s'attendre sur la base de notre connaissance des distributions de métallicité des composants de la Voie lactée.

Enfin, nous recherchons dans la base de données LAMOST les étoiles membres de l'amas ouvert. Nous commençons par la compilation des amas ouverts galactiques connus disponibles sur http://www.astro.iag.usp.br/ocdb/ (Dias et al. 2002). Pour chaque amas de cette liste, nous avons initialement sélectionné toutes les étoiles de LAMOST dans le diamètre d'amas publié qui ont également LAMOST RV à moins de 20 km s -1 de la valeur publiée (notez que nous n'avons utilisé que des amas avec des RV connus pour cet exercice). Après cette coupe initiale, nous avons examiné des histogrammes de vitesses, de distances et de métallicités pour chacun des clusters avec plus de 15 candidats. Pour les amas avec des pics évidents de distance et de vitesse, nous sélectionnons manuellement les étoiles dans

10 km s -1 de la valeur de crête, et ajuster une gaussienne à la distribution de distance de ces candidats de cluster. Les amas avec des signatures évidentes étaient NGC 1039, NGC 1662, NGC 2168, NGC 2281, NGC 2548, ASCC 26 et NGC 1647. Le nombre de candidats sélectionnés allait de 19 à 102 étoiles, les amas les plus proches ayant le plus de candidats. La figure 12 compare nos distances mesurées (à partir des ajustements gaussiens) pour ces sept clusters, , à celles de Dias et al. (2002), . Les barres d'erreur sur ces points représentent la gaussienne σ des étoiles incluses. La ligne pointillée correspond à un accord biunivoque entre nos mesures et les valeurs de la littérature. Toutes les distances des sept grappes sauf une sont cohérentes avec les valeurs de la littérature. Ainsi, nous avons confirmé l'efficacité de nos estimations de distance. Ce simple exercice met en évidence le potentiel de LAMOST pour amasser un échantillon d'étoiles en amas ouverts avec des métallicités, des vitesses et des distances mesurées de manière homogène qui peuvent être utilisées pour sonder le disque galactique avec des détails exquis.

Figure 12. Comparaison de nos distances dérivées ( ) à celles de la littérature (Dias et al. 2002, ) pour sept clusters ouverts trouvés dans LAMOST. Les points représentent la valeur centrale de la gaussienne la mieux ajustée pour la distribution de distance de chaque cluster, et les barres d'erreur montrent la gaussienne σ. La ligne pointillée représente un accord un à un. Tous les groupes sauf un s'accordent très étroitement avec la distance connue.


Noms et significations alternatifs

  • L'identifiant de l'étoile dans le catalogue Yale Bright Star est HR1641.
  • HIP23767 est le nom de référence de l'étoile dans le catalogue d'étoiles Hipparcos.
  • L'identifiant de l'étoile dans le catalogue Henry Draper est HD32630. Le catalogue a été lancé par le médecin américain et s'est étoffé au fil des ans.
  • L'étoile est cataloguée dans le catalogue d'étoiles Tycho-2 sous le nom TYC-2899-2237-1. Le catalogue répertorie 2 millions d'étoiles et sa page d'accueil est E.S.A.
  • Les désignations Flamsteed telles que 10 Aurigae (10 Aur) portent le nom du créateur, Sir John Flamsteed. Sir John a nommé les étoiles de la constellation avec un nombre et son nom latin, la désignation Flamsteed de cette étoile est 10 Aurigae. Le nom Flamsteed peut être raccourci à 10 Aur.
  • Le numéro BD est le numéro sous lequel l'étoile a été classée dans le Durchmusterung ou Bonner Durchmusterung, un catalogue d'étoiles constitué par l'Observatoire de Bonn entre 1859 et 1903. Le numéro BD de l'étoile est BD +41 1058.

Carte des étoiles de la magnitude absolue ?

Quelqu'un a-t-il une suggestion pour une carte du ciel en ligne avec toutes les étoiles tracées avec une magnitude absolue uniquement ? Difficile de trouver quoi que ce soit. Bruce MacEvoy avait quelque chose de similaire à cela, mais je pense que c'était juste les points eux-mêmes sans étoiles de référence.

Edité par Daniel Mounsey, le 18 décembre 2017 - 11h44.

#2

Je n'ai pas. Une des raisons possibles est qu'il y a tellement d'incertitude dans de nombreux cas. Les étoiles de la séquence principale sont généralement possibles à estimer à partir d'une série appropriée d'observations, mais certains types d'étoiles rendent leur relation taille/distance ambiguë, dans certaines limites. En particulier dans le cas des géantes et des supergéantes, certaines des étoiles les plus brillantes du ciel sont trop éloignées pour mesurer leur distance avec la parallaxe, et nous ne connaissons donc toujours pas très bien leur magnitude absolue, par exemple.

C'est un peu un paradoxe. Les nombreuses étoiles cibles de plus de 200 000 Kepler, auparavant anonymes, avaient toutes leurs paramètres principaux estimés à la deuxième décimale près, mais nous ne connaissons pas les propriétés de Rigel, Bételgeuse et Deneb avec cette précision ! Nous ne savons pas non plus quelle étoile brillante a la magnitude absolue la plus brillante, c'est probablement Deneb mais peut-être Rigel.

Quelqu'un pourrait encore faire une carte fournissant la meilleure estimation pour chaque étoile, peut-être que l'incertitude a découragé l'effort.

#3 mendiant

Il est difficile de trouver un catalogue d'étoiles avec des magnitudes absolues. Le catalogue Yale Bright Star ne répertorie pas les magnitudes absolues.

Voici un catalogue qui répertorie les magnitudes absolues : http://www.astronexus.com/hyg

#4 fred1871

Les types spectraux qui s'en rapprochent le plus sont les types spectraux, y compris la classe MK, et comme mentionné ci-dessus, cela devient plus compliqué avec les géants et les supergéants. Sur la base des travaux de parallaxe réalisés jusqu'à présent, les magnitudes absolues des étoiles MK V (séquence principale) sont assez bonnes.

Cela devrait devenir plus facile lorsque la base de données Gaia des parallaxes sera publiée, car vous pouvez alors combiner les données de parallaxe/de magnitude visuelle pour obtenir des magnitudes absolues. en quelque sorte, de toute façon : pour certaines étoiles, l'absorption de la lumière sur le chemin de nous sera un facteur de modification.

Ma pensée actuelle est que nous n'avons pas (encore) ce que vous demandez parce que (1) pas assez de gens le veulent, et (2) il n'y a pas encore assez d'étoiles avec de bonnes données, même parmi les plus brillantes, comme indiqué dans #2 ci-dessus.

Daniel, quelle est votre utilisation prévue pour de telles cartes ?

#5 rehling

Quelques réflexions supplémentaires du point de vue de la conception : de toute évidence, une telle carte pourrait être créé, compte tenu de certaines des mises en garde déjà mentionnées, mais selon la question de clôture de Fred, il y a beaucoup de questions de conception auxquelles il faudrait répondre avant cela.

Les étoiles multiples font partie de ce qui rend les choses compliquées : affichez-vous un symbole pour la plus brillante, ou pour tous les composants, ou seulement pour ceux qui sont suffisamment brillants ? Affichez-vous Proxima Centauri (invisible à l'œil nu) parce qu'il fait (probablement) partie du système Alpha Centauri, mais omettez l'étoile de Barnard parce qu'il ne fait pas partie d'un système ? Affichez-vous Sirius B mais omettez l'étoile de Van Maanen (même numéro) ? Castor se compose de six étoiles : Les affichez-vous toutes, étroitement groupées ? Si vous n'affichez que les plus brillantes de chaque système multiple, pensez à Capella, qui se compose de deux étoiles presque également brillantes.

Il n'y a pas de bonne ou de mauvaise réponse ici, mais différentes approches pour différents objectifs, et si le but est esthétique plutôt que fonctionnel, il existe différentes manières de s'y prendre.

Dans le cadre d'un projet connexe mais beaucoup plus petit, j'ai cartographié environ 25 étoiles en coordonnées galactiques pour simuler l'emplacement de nos étoiles (apparentes) les plus brillantes si l'on regardait le plan galactique. Pour la plupart, les étoiles brillantes sont soit proches avec une magnitude absolue modeste, soit éloignées avec une magnitude absolue remarquable (très négative). C'est sur un continuum plutôt que binaire, mais les distances varient d'un facteur d'environ 100, il est donc difficile d'afficher de manière significative sur toute la plage de distances. De plus, les étoiles les plus brillantes sont distribuées dans quelque chose de proche d'une ligne droite, avec l'amas d'hiver (Rigel, Sirius, Bételgeuse, Capella, Procyon, Aldebaran) dans une direction et un plus petit nombre d'étoiles d'été brillantes (Arcturus, Spica, Antares) dans l'autre sens, le long de notre bras/éperon galactique. L'étoile étrange est Deneb, qui se trouve à travers le vide entre les bras en spirale dans le bras suivant.


Autres caractéristiques

L'étoile primaire du système binaire spectroscopique, Dubhe A, est une géante orange de type spectral K0II. Il a une magnitude apparente de 1,79 et une magnitude absolue de -1,10. Elle est suspectée d'être une étoile variable puisque sa luminosité aurait changé d'un millième de magnitude.

Dubhe A est environ 316 fois plus brillant que notre soleil, mais il est beaucoup plus froid, avec des températures de surface d'environ 4,660 K. À titre de comparaison, notre soleil a une température de surface moyenne d'environ 5,778 K. Dubhe est également l'étoile la plus froide et la plus éloignée du Les étoiles de la Grande Ourse. Cependant, c'est la deuxième de ces étoiles la plus lumineuse, seul Alkaid étant plus brillant.

Dubhe A a une vitesse de rotation d'environ 2,6 km / 1,6 mi par seconde et a une gravité de surface d'environ 2,46 cgs. L'étoile secondaire, Dubhe B, est une étoile naine blanche à fusion d'hydrogène avec la classification stellaire F0V.


Grandeur absolue

Ils doivent faire face à l'oppression avec une humble persistance et une conviction absolue.

Les règles de la maison exigent une majorité absolue des membres votants pour choisir un orateur.

En l'absence de corps, personne ne peut dire avec une certitude absolue si Castro est mort, même si tous les signes vont dans ce sens.

Et cette chanson est juste un génie absolu et totalement universel.

Vous devez prendre le risque et risquer de passer pour un imbécile absolu.

Sur un seul homme, tu as un contrôle tout à fait absolu.

Le mariage est comme la sauce mayonnaise, soit un grand succès, soit un échec absolu et total.

Il fut accueilli par des huées et des railleries, mais avec une imperturbabilité absolue, il réorganisa ses forces et arrêta l'ennemi.

Jamais des événements de la plus haute ampleur n'ont dépendu d'incidents aussi insignifiants pour la communauté dans son ensemble.

Il est évident qu'une augmentation absolue de n'importe quelle variété peut s'accompagner d'une diminution relative.


Voir la vidéo: Wikipedia editing basics: Uploading and adding images (Septembre 2021).