ويكيبيديا

ساجيتتا

ساجيتتا كوكبة قاتمة لكن مميزة فى السماء الشمالية. اسمها لاتينى يعنى "السهم"، و لازم عدم الخلط بينه وبين كوكبة ساجيتتا الاكبر اللى تعنى "رامى السهام". تم إدراجها ضمن 48 كوكبة حطها عالم الفلك بطليموس فى القرن التانى ، ولسه واحدة من 88 كوكبة حديثة حددها الاتحاد الفلكى الدولى . رغم أن تاريخها يرجع للعصور القديمة، كوكبة ساجيتتا مش عندها نجم اكتر سطوع من الدرجة التالتة، تمتلك تالت أصغر مساحة من أى كوكبة.

ساجيتتا
(باللاتينى: Sge)  تعديل قيمة خاصية الاسم المختصر (P1813) في ويكي بيانات
 
على اسم سهم   تعديل قيمة خاصية سُمِّي باسم (P138) في ويكي بيانات
بتشترك فى الحدود مع
المساحه
 
معرض صور ساجيتتا  - ويكيميديا كومنز  تعديل قيمة خاصية معرض كومنز (P935) في ويكي بيانات
تعديل طالع توثيق القالب

جاما ساجيتتا هو ألمع نجم الكوكبة، بقدرته الظاهرية 3.47. إنه نجم عملاق أحمر كبير السن تبلغ كتلته 90٪ من كتلة الشمس، و بردت وتوسعت لنصف قطر اكبر منها بـ 54 مرة. دلتا و إبسيلون وزيتا وثيتا ساجيتتا هيا نجوم متعددة ممكن رؤية مكوناتها فى التلسكوبات الصغيرة. V Sagittae هو متغير كارثى - نظام نجمى ثنائى يتكون من قزم أبيض متراكم كتلة من نجم مانح من المتوقع أن يتحول لمستعر ويصبح لمده صغيره النجم الألمع فى درب اللبانه وواحد من ألمع النجوم فى سمائنا حول الأرض. سنة 2083. معروف أن هناك نظامين نجميين فى برج ساجيتتا لهماكواكب شبيهة بالمشتري، النظام التالت - 15 ساجيتتا - عنده رفيق قزم بنى .

تاريخ

تعديل
 
ممكن رؤية ساجيتتا فوق أكويلا فى دى اللوحة من مرآة أورانيا (1825).

سماها اليونانيون القدماء اسم ساجيتتا Oistos "السهم"، [1] و هو واحد من الكوكبات ال48 اللى وصفها بطليموس .[2] و كان يعتبر السلاح اللى استخدمه هرقل لقتل النسر ( Aquila ) من جوف اللى كان يقضم كبد بروميثيوس على الدوام.[3] ساجيتتا بره الحدود الشمالية لمدينة أكويلا ، النسر. اقترح عالم الطبيعة الهاوي، ريتشارد هينكلى ألين ، أن الكوكبة ممكن أن تمثل السهم اللى أطلقه هرقل نحو الطيور الستمفالية المجاورة (التى ظهرت فى عمل هرقل السادس ) اللى كانت ليها مخالب ومناقير و أجنحة من الحديد، اللى عاشت على اللحم البشري. فى مستنقعات أركاديا - يُشار ليها فى السماء بالكوكبات أكويلا النسر، وسيجنوس "البجعة" ، وليرا "النسر" - ولسه بينهما، ومن هنا جه اللقب هرقل . ادعى العالم اليونانى إراتوستينس أنه السهم اللى أباد به أبولو العملاق .[3] سماها الرومان اسم ساجيتتا. وفى اللغة العربية بقا " السهم " رغم أن الاسم ده بقا " شام" وتم نقله ل"ألفا ساجيتتا" بس. تمت كمان ترجمة الاسم اليونانى بشكل غلط لὁ istos "النول" و علشان كده بالعربية النول . و كان يطلق عليه كمان " العنازة " "الرماح".[1]

صفات

تعديل

تشكل النجوم ال 4 الألمع مجموعة نجمية على شكل سهم شمال النجم الساطع Altair . تغطى مساحة 79.9 درجة مربعة، و علشان كده 0.194% من السماء، وتحتل برج ساجيتتا المرتبة 86 من 88 كوكبة حديثة حسب المساحة. بس Equuleus و Crux أصغر حجمًا.[4] ممكن ملاحظة برج ساجيتتا بسهولة اكبر من أواخر الربيع لأوائل الخريف بالنسبة لمراقبى نصف الكرة الشمالي، ويوصل ذروته فى نص الليل فى 17 يوليو. موقعها فى نصف الكرة السماوية الشمالى يعنى أن الكوكبة كلها مرئية للمراقبين شمال خط العرض 69 درجة جنوب .[4] [arabic-abajed 1] يحد ساجيتتا فولبيكولا من الشمال، وهرقل من الغرب، و أكويلا من الجنوب، ودلفينوس من الشرق. الاختصار المكون من 3 أحرف للكوكبة، اعتمده الاتحاد الفلكى الدولى سنة 1922، هو "Sge"؛ اضطر عالم الفلك الامريكانى هنرى نوريس راسل ، اللى ابتكر الكود، للجوء لاستخدام صيغة المضاف للاسم للتوصل لحرف يتضمن ('e') ماكانش فى اسم كوكبة ساجيتتا.[5] تم تحديد حدود الكوكبة الرسمية، كما وضعها عالم الفلك البلجيكى يوجين ديلبورت سنة 1930، بواسطة مضلع مكون من اثنى 10 جزء ( موضح فى صندوق المعلومات ). فى نظام الإحداثيات الاستوائية ، إحداثيات الصعود الصحيحة للحدود دى بين 18ساعة و 57.2 متر و 20ساعة و 20.5 متر ، فى حين تتراوح إحداثيات الانحراف بين 16.08 درجة و 21.64 درجة.[6]

ميزات

تعديل

نجوم

تعديل

ادا رسام الخرائط السماوية يوهان باير تسميات باير لثمانية نجوم، ووصفهم من ألفا لثيتا. أضاف عالم الفلك الإنجليزى جون فلامستيد الحروف x، مخطئًا بأنها Chi (χ)، y وz ل13، 14، و 15 Sagittae فى كتالوج بريتانيكوس . تم إسقاط التلاته كل على ايد علما الفلك جون بيفيس وفرانسيس بيلى .

نجوم ساطعة

تعديل

رأى بطليموس أن نجم الكوكبة اللامع جاما ساجيتتاى يمثل رأس السهم، [2] فى الوقت نفسه رأى باير أن جاما و إيتا وثيتا تمثل عمود السهم. غاما ساجيتتا هو عملاق أحمر من النوع الطيفى M0 III,[7] وقوته 3.47. على مسافة 258± 4 سنة ضوئية من الأرض.[8] تبلغ كتلته حوالى 90% من كتلة الشمس، [9][10] و نصف قطره 54 مرة نصف قطر الشمس، كما أنه اكتر سطوع بـ 575 مرة. إنه على الأرجح موجود فى الفرع الأحمر العملاق من عمره التطورى ، بعد ما استنفد الهيدروجين الأساسى الخاص به ويحرقه دلوقتى فى القشرة المحيطة به.[9]

دلتا ساجيتتا هو تانى ألمع نجم فى الكوكبة و هو نجم ثنائي. صورت دلتا وزيتا الارتفاع حسب لباير. [11] يتكون نظام دلتا ساجيتتا من عملاق أحمر عملاق من النوع الطيفى M2 II [12] تبلغ كتلته 3.9 مرة كتلة الشمس ونصف قطرها 152 مرة، ونجم التسلسل الرئيسى B9.5V [12] ذو اللون الأزرق والأبيض اللى تبلغ كتلته 2.9 مرة كتلة الشمس. ويدور الاثنان حول بعضهما البعض كل 10 سنين .[12] زيتا ساجيتتا هو نظام نجمى ثلاثي، [13] عدده 326 بالتقريب  سنة ضوئية من الأرض. النجوم الأولية والثانوية هيا نجوم من النوع A.[14][15]

فى كتابه Uranometria ، صور باير ألفا وبيتا و إبسيلون ساجيتتا على أنها زعانف السهم. [11] ألفا، المعروف كمان باسم الشام، هو نجم عملاق أصفر ساطع من الفئة الطيفية G1 II بقدر ظاهرى قدره 4.38، و على مسافة 382± 8 سنة ضوئية من الأرض. تبلغ كتلته 4 أضعاف كتلة الشمس، و تضخم وسطع ل20 درجة أضعاف قطر الشمس و 340 مرات لمعانه .[16] كمان بقوة 4.38، بيتا هو عملاق من النوع G على 420± 10 سنين ضوئية من الأرض. ويقدر يكون حوالى 129 مليون سنة، أى 4.33 ضعف كتلة الشمس، [17] و توسعت ليقارب من 27 مرة نصف قطرها.[18] إبسيلون ساجيتتاى هو نجم مزدوج ممكن رؤية النجوم المكونة له فى تلسكوب صغير. بقدرته الظاهرية 5.77، [19] النجم الرئيسى هو عملاق أصفر عمره 331 مليون سنة من النوع الطيفى G8 التالت حوالى 3.09 أضعاف كتلة الشمس، [20] وتضخمت ل18.37+0.65 18.37 نصف قطرها.[21] إنها 580± 10 سنين ضوئية بعيدة. الرفيق البصرى بقوة 8.35 هو 87.4 على بعد ثانية قوسية ، [19] ولكنه عملاق أزرق لا علاقة له بقطره حوالى 7,000 سنين ضوئية من الأرض.

إيتا ساجيتتا هو عملاق برتقالى من الفئة الطيفية K2 III [22] بقوة 5.09.[23] 155.9± 0.9 على بعد سنين ضوئية من الأرض، عنده فرصة بنسبة 61.1% ليكون عضو فى تيار القلائص - الثريا من النجوم اللى تشترك فى حركة مشتركة عبر الفضاء .[24] ثيتا ساجيتتا هو نظام نجمى مزدوج، مع مكونات تفصل بينها 12 ثانية قوسية ويمكن رؤيتها فى تلسكوب صغير. عند قوته 6.5، يكون اكتر سطوع هو نجم التسلسل الرئيسى ذو اللون الأصفر والأبيض من النوع الطيفى F3 الخامس، [25] فى 146.1± 0.2 سنة ضوئية من الأرض. الرفيق الخافت بقوة 8.8 درجة هو نجم تسلسل رئيسى من النوع الطيفى G5 V. عملاق برتقالى بقوة 7.4 درجة من النوع الطيفى K2 III مرئى كمان على بعد 91″ من الزوج الثنائي، [25] يقع عند 842± 9 سنة ضوئية .

النجوم المتغيرة

تعديل
 
صورة تلسكوب جيمس ويب الفضائى لـ WR 124 فى ساجيتتا. مركب NIRCam و MIRI

النجوم المتغيرة اجوال شائعة لعلما الفلك الهواة، حيث تقدم ملاحظاتهم مساهمات قيمة لفهم سلوك النجوم.[26] R Sagittae هو عضو فى فئة النجوم المتغيرة النادرة RV Tauri . وتتراوح قوتها من 8.2 ل10.4. فهو فى حدود 8,100 سنين ضوئية بعيدة. نصف قطرها 61.2+12.4 61.2 أضعاف الشمس، وتساوى 2,329+744 2,329 مضيئة، لكن على الأرجح أقل كتلة من الشمس. نقل نجم الشيخوخة من الفرع العملاق المقارب للتطور النجمى و هو فى طريقه علشان يكون سديم كوكبى .[27] FG Sagittae هو نجم "مولود من جديد"، و هو نجم شديد الإضاءة حوالى 4,000 سنين ضوئية من الأرض. أعاد إشعال اندماج قذيفة الهيليوم قبل وقت قصير من تحوله لقزم أبيض، وتوسع الاول لعملاق أزرق بعدين لعملاق عملاق من الفئة K فى أقل من 100 عام.[28] إنه محاط بسديم كوكبى خافت (قدره البصرى 23)، هينيز 1-5، اللى تشكل لما غادر FG Sagittae لأول مرة الفرع العملاق المقارب.[29]

S ساجيتتا هو كوكب قيفاوى كلاسيكى يتراوح من 5.24 ل6.04 كل 8.38 أيام. و هو عملاق عملاق أصفر-أبيض ينبض بين الأنواع الطيفية F6 إب وG5 إب.[30] تبلغ كتلته حوالى 6 أو 7 أضعاف سطوع الشمس و 3500 مرة، [31] و على بعد حوالى 5,100 سنة ضوئية من الأرض. HD 183143 هو نجم بعيد شديد الإضاءة حوالى 7,900 على بعد 7,900 ، تم تصنيفه على أنه عملاق أزرق فائق.[32] كما اتلقا على نطاقات الأشعة تحت الحمراء من جزيئات بوكمينسترفوليرين المتأينة فى طيفها.[33] WR 124 هو نجم وولف-رايت يتحرك بسرعة كبيرة ويحيط به سديم من الغاز المنبعث.[34]

U Sagittae هو ثنائى كسوف يتراوح بين 6.6 و 9.2 على 3.4 أيام، ده يخلليها هدف مناسب لعشاق التلسكوبات الصغيرة. هناك نجمان مكونان، نجم أزرق-أبيض من النوع الطيفى B8 V ونجم الشيخوخة اللى بردت وتوسعت لعملاق أصفر من النوع الطيفى G4 التالت لالرابع. إنهما يدوران حول بعضهما البعض بشكل قريب بما فيه الكفاية بحيث يملأ العملاق شبه البارد فص روش الخاص به ويمرر المواد للنجم الاكتر سخونة، و علشان كده فهو نظام ثنائى شبه منفصل .[35] النظام 900± 10 سنين ضوئية بعيدة. قرب U Sagittae فيه X Sagittae ، و هو متغير شبه منتظم يتراوح بين 7.9 و 8.4 على 196 أيام.[36] نجم كربونى ، X Sagittae، تبلغ درجة حرارة سطحه 2,576 ك .[37]

V Sagittae قرب 18 Sagittae، و هو النموذج الأولى لمتغيرات V Sagittae ، والمتغيرات الكارثية اللى تعتبر كمان مصادر فائقة الليونة للأشعة السينية . ومن المتوقع أن يبقا مستعرا أحمر مضيء لما يندمج النجمان حوالى سنة 2083، ويصبح لمده صغيره النجم الاكتر سطوعا فى درب اللبانه و واحد من ألمع النجوم فى سماء الأرض.[38][39] WZ Sagittae هو متغير كارثى آخر، يتكون من قزم أبيض تبلغ كتلته حوالى 85٪ من كتلة الشمس، ونجم رفيق منخفض الكتلة تم حسابه على أنه قزم بنى من الفئة الطيفية L2 تبلغ كتلته 8٪ بس من كتلة الشمس. الشمس.[40] فى العاده ما يكون جسم خافت أقل سطوع من 15 درجة، و اندلع فى الأعوام 1913 و 1946 و 1978 ليكون مرئى بالمنظار. بيعتبرنجم الأرملة السوداء النابض (B1957+20) تانى نجم نابض يُكتشف .[41] إنه نجم نيوترونى ضخم يقوم بإسقاط رفيقه ذو الحجم القزم البني،و ده يتسبب فى إضعاف الإشارات الراديوية للنجم النابض وقت مرورها عبر المواد المتدفقة.[42]

النجوم مع الكواكب الخارجية

تعديل
 
ميسييه 71 الكتلة الكروية

HD 231701 هو نجم تسلسل رئيسى أصفر-أبيض أسخن و أ كبر من الشمس، مع كوكب يشبه كوكب المشترى تم اكتشافه سنة 2007 بواسطة تقنية السرعة الشعاعية . يدور الكوكب على مسافة 0.57 AU من النجم بفترة 141.6 أيام.[43] تبلغ كتلته 1.13 كتلة كوكب المشترى على الأقل.[44]

HAT-P-34 هو نجم كتلته 1.392± 0.047 مرة كتلة الشمس مع 1.535+0.135 1.535 أضعاف نصف القطر و 3.63+0.75 3.63 أضعاف لمعانه. مع قدر ظاهرى قدره 10.4، [45] 819± 9 سنين ضوئية بعيدة. تم اكتشاف كوكب كتلته 3.328± 0.211 مرة زى كوكب المشترى و هو يعبره سنة 2012. مع فترة 5.45 أيام ومسافة 0.06 AU من نجمه، تقدر درجة حرارة سطحه بـ 1,520± 60 ك .[45]

15 ساجيتتا هو نظير شمسى - نجم مشابه للشمس، بكتلته 1.08± 0.04 مرة، و 1.115± 0.021 مرة نصف قطره و 1.338± 0.03 مرة لمعانه. تبلغ قوته الظاهرية 5.80.[46] فيه قزم بنى L4 مرافق دون نجمي، و هو بنفس حجم كوكب المشترى بالتقريب لكن كتلته اكبر منه بـ 69 مرة، وتتراوح درجة حرارة سطحه بين 1510 و 1,850 . ك ، مع حوالى 73.3 سنين لإكمال دورة حول النجم.[47] يقدر عمر النظام بـ 2.5± 1.8 مليار سنة.[47]

اجسام السما العميقه

تعديل

يمر شريط درب اللبانه والصدع الكبير بداخله عبر ساجيتا، مع علامات ألفا وبيتا و إبسيلون ساجيتا على حدود الصدع. يقع بين بيتا وغاما ساجيتا ميسييه 71 ، و هو عنقود كروى فضفاض اوى اعتقد لبعض الوقت أنه عنقود مفتوح كثيف.[48] على مسافة حوالى 13,000 على بعد سنين ضوئية من الأرض، تم اكتشافه لأول مرة على ايد عالم الفلك الفرنساوى فيليب لوى دى تشيسو سنة 1745 أو 1746. تبلغ كتلة الكتلة الكروية الفضفاضة حوالى 53,000 م ☉ ولمعان يقارب 19.000 L ☉ .[49]

هناك نوعان من السدم الكوكبية البارزة فى ساجيتا: يتكون NGC 6886 من نجم مركزى حار بعد AGB تبلغ كتلته 55٪ من كتلة الشمس بس سطوعه 2,700± 850 مرة ضعف لمعانه، مع درجة حرارة سطحية تبلغ 142,000 . K ، والسديم المحيط به يقدر أنه كان يتوسع لمدة تتراوح بين 1,280 و 1,600 سنة، [50] اكتشف السديم رالف كوبلاند سنة 1884.[51] سديم القلادة - فى الأصل ثنائى متقارب، ابتلع واحد من مكوناته التانى وقت توسعه علشان يكون نجم عملاقًا. ظل النجم الأصغر فى مداره جوه النجم الاكبر، اللى زادت سرعة دورانه بشكل كبير،و ده اتسبب فى قذف طبقاته الخارجية للفضاء، مكون حلقة بيها عقد من الغاز اللامع المتكون من كتل من المواد النجمية. تم اكتشافه سنة 2005 و عرضه حوالى سنتين ضوئيتين.[52][53] حجمها 0.35بوصة .[54] عدد كلا السديمين حوالى 15,000 سنة ضوئية من الأرض.[50][53]

شوف كمان

تعديل

ملحوظات

تعديل

مصادر

تعديل
  1. ↑ أ ب Kunitzsch، Paul (2002). "Albumasariana" (PDF). Annali dell'Università degli studi di Napoli "L'Orientale". Rivista del Dipartimento di Studi Asiatici e del Dipartimento di Studi e Ricerche su Africa e Paesi Arabi. ج. 62: 4. ISSN:0393-3180.
  2. ↑ أ ب Ridpath، Ian. "Sagitta". Star Tales. اطلع عليه بتاريخ 2015-05-22.
  3. ↑ أ ب Hyginus. "Astronomica". Theoi Project. اطلع عليه بتاريخ 2020-01-31.
  4. ↑ أ ب ت Ridpath, Ian. "Constellations: Lacerta–Vulpecula". Star Tales. اطلع عليه بتاريخ 2015-05-22.
  5. ↑ Russell، Henry Norris (1922). "The New International Symbols for the Constellations". Popular Astronomy. ج. 30: 469. Bibcode:1922PA.....30..469R.
  6. ↑ "Sagitta, Constellation Boundary". International Astronomical Union. اطلع عليه بتاريخ 2020-10-20.
  7. ↑ Strassmeier، K. G.؛ Ilyin، I.؛ Weber، M. (2018). "PEPSI deep spectra. II. Gaia benchmark stars and other M-K standards". Astronomy and Astrophysics. ج. 612: A45. arXiv:1712.06967. Bibcode:2018A&A...612A..45S. DOI:10.1051/0004-6361/201731633.
  8. ↑ van Leeuwen، F. (2007). "Validation of the New Hipparcos Reduction". Astronomy and Astrophysics. ج. 474 ع. 2: 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A&A...474..653V. DOI:10.1051/0004-6361:20078357.
  9. ↑ أ ب Stock، Stephan؛ Reffert، Sabine؛ Quirrenbach، Andreas؛ Hauschildt، P. (2018). "Precise radial velocities of giant stars. X. Bayesian stellar parameters and evolutionary stages for 372 giant stars from the Lick planet search". Astronomy and Astrophysics. ج. 616: A33. arXiv:1805.04094. Bibcode:2018A&A...616A..33S. DOI:10.1051/0004-6361/201833111.
  10. ↑ Neilson، Hilding R.؛ Lester، John B. (2008). "Determining parameters of cool giant stars by modeling spectrophotometric and interferometric observations using the SAtlas program". Astronomy and Astrophysics. ج. 490 ع. 2: 807–10. arXiv:0809.1875. Bibcode:2008A&A...490..807N. DOI:10.1051/0004-6361:200810627.
  11. ↑ أ ب Wagman 2003.
  12. ↑ أ ب ت Eaton, Joel A.؛ Hartkopf, William I.؛ McAlister, Harold A.؛ Mason, Brian D. (1995). "Winds and accretion in delta Sagittae". Astronomical Journal. ج. 109: 1856–1866. Bibcode:1995AJ....109.1856E. DOI:10.1086/117412.
  13. ↑ Eggleton، P. P.؛ Tokovinin، A. A. (سبتمبر 2008)، "A catalogue of multiplicity among bright stellar systems"، Monthly Notices of the Royal Astronomical Society، ج. 389 ع. 2: 869–879، arXiv:0806.2878، Bibcode:2008MNRAS.389..869E، DOI:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x. {{استشهاد}}: الوسيط |ref=harv غير صالح (مساعدة) والوسيط غير المعروف |separator= تم تجاهله (مساعدة)
  14. ↑ Christy، James W.؛ Walker، R. L. Jr. (أكتوبر 1969)، "MK Classification of 142 Visual Binaries"، Publications of the Astronomical Society of the Pacific، ج. 81 ع. 482: 643، Bibcode:1969PASP...81..643C، DOI:10.1086/128831. {{استشهاد}}: الوسيط |ref=harv غير صالح (مساعدة) والوسيط غير المعروف |separator= تم تجاهله (مساعدة)
  15. ↑ Cowley، A.؛ وآخرون (أبريل 1969)، "A study of the bright A stars. I. A catalogue of spectral classifications"، Astronomical Journal، ج. 74: 375–406، Bibcode:1969AJ.....74..375C، DOI:10.1086/110819. {{استشهاد}}: الوسيط |ref=harv غير صالح (مساعدة) والوسيط غير المعروف |separator= تم تجاهله (مساعدة)
  16. ↑ Kaler، James B. "Sham". Stars. University of Illinois. اطلع عليه بتاريخ 2015-05-22.
  17. ↑ Liu، Y. J.؛ وآخرون (2014). "The Lithium Abundances of a Large Sample of Red Giants". The Astrophysical Journal. ج. 785 ع. 2: 12. arXiv:1404.1687. Bibcode:2014ApJ...785...94L. DOI:10.1088/0004-637X/785/2/94. 94.
  18. ↑ Van Belle، G. T.؛ Creech-Eakman، M. J.؛ Hart، A. (2009). "Supergiant temperatures and linear radii from near-infrared interferometry". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 394 ع. 4: 1925. arXiv:0811.4239. Bibcode:2009MNRAS.394.1925V. DOI:10.1111/j.1365-2966.2008.14146.x.
  19. ↑ أ ب Mason، B. D.؛ Wycoff، G. L.؛ Hartkopf، W. I.؛ Douglass، G. G.؛ Worley، C. E. (2014). "The Washington Visual Double Star Catalog". Nature. ج. 122 ع. 6: 3466. Bibcode:2001AJ....122.3466M. DOI:10.1086/323920.
  20. ↑ Takeda، Yoichi؛ Tajitsu، Akito (2014). "Spectroscopic study on the beryllium abundances of red giant stars". Publications of the Astronomical Society of Japan. ج. 66 ع. 5: 91. arXiv:1406.7066. Bibcode:2014PASJ...66...91T. DOI:10.1093/pasj/psu066.
  21. ↑ المرجع غلط: اكتب عنوان المرجع فى النُص بين علامة الفتح <ref> وعلامة الافل </ref> فى المرجع GaiaDR2epsilon
  22. ↑ Roman، Nancy G. (يوليو 1952)، "The Spectra of the Bright Stars of Types F5-K5"، Astrophysical Journal، ج. 116: 122، Bibcode:1952ApJ...116..122R، DOI:10.1086/145598. {{استشهاد}}: الوسيط |ref=harv غير صالح (مساعدة) والوسيط غير المعروف |separator= تم تجاهله (مساعدة)
  23. ↑ Argue، A. N. (1966)، "UBV photometry of 550 F, G and K type stars"، Monthly Notices of the Royal Astronomical Society، ج. 133 ع. 4: 475–493، Bibcode:1966MNRAS.133..475A، DOI:10.1093/mnras/133.4.475. {{استشهاد}}: الوسيط |ref=harv غير صالح (مساعدة) والوسيط غير المعروف |separator= تم تجاهله (مساعدة)
  24. ↑ Famaey، B.؛ Jorissen، A.؛ Luri، X.؛ Mayor، M.؛ Udry، S.؛ Dejonghe، H.؛ Turon، C. (2005). "Local kinematics of K and M giants from CORAVEL/Hipparcos/Tycho-2 data. Revisiting the concept of superclusters". Astronomy and Astrophysics. ج. 430: 165–186. arXiv:astro-ph/0409579. Bibcode:2005A&A...430..165F. DOI:10.1051/0004-6361:20041272.
  25. ↑ أ ب Abt، Helmut A. (1985). "Visual multiples. VIII. 1000 MK types". The Astrophysical Journal Supplement Series. ج. 59: 95–112. Bibcode:1985ApJS...59...95A. DOI:10.1086/191064.
  26. ↑ Tooke، Owen (24 أغسطس 2017). "Variables: What Are They and Why Observe Them?". AAVSO. اطلع عليه بتاريخ 2020-10-14.
  27. ↑ Bódi، A.؛ Kiss، L. L. (2019). "Physical Properties of Galactic RV Tauri Stars from Gaia DR2 Data". The Astrophysical Journal. ج. 872 ع. 1: 60. arXiv:1901.01409. Bibcode:2019ApJ...872...60B. DOI:10.3847/1538-4357/aafc24.{{استشهاد بدورية محكمة}}: صيانة الاستشهاد: دوي مجاني غير معلم (link)
  28. ↑ Jurcsik، Johanna؛ Montesinos، Benjamín. (1999). "The remarkable evolution of the post-AGB star FG Sge" (PDF). New Astronomy Reviews. ج. 43 ع. 6: 415. Bibcode:1999NewAR..43..415J. DOI:10.1016/S1387-6473(99)00098-6.
  29. ↑ Rosenbush، A. É.؛ Efimov، Yu. S. (2015). "Photometry, Spectrometry, and Polarimetry of FG Sge in the Active State". Astrophysics. ج. 58 ع. 1: 46. Bibcode:2015Ap.....58...46R. DOI:10.1007/s10511-015-9365-x.
  30. ↑ Watson, Christopher (4 يناير 2010). "S Sagittae". AAVSO. اطلع عليه بتاريخ 2015-05-22.
  31. ↑ Kaler، James B. (4 أكتوبر 2013). "S Sagittae". Stars. University of Illinois. اطلع عليه بتاريخ 2015-05-22.
  32. ↑ Chentsov، E. L. (2004). "HD 183143: A Hypergiant". Astronomy Letters. ج. 30 ع. 5: 325–331. Bibcode:2004AstL...30..325C. DOI:10.1134/1.1738155.
  33. ↑ Walker، G. A. H.؛ Bohlender، D. A.؛ Maier، J. P.؛ Campbell، E. K. (2015). "Identification of More Interstellar C60+ Bands". The Astrophysical Journal Letters. ج. 812 ع. 1: L8. arXiv:1509.06818. Bibcode:2015ApJ...812L...8W. DOI:10.1088/2041-8205/812/1/L8.
  34. ↑ Crowther، Paul A.؛ Pasquali، A.؛ De Marco، Orsola؛ Schmutz، W.؛ Hillier، D. J.؛ De Koter، A. (1999). "Wolf–Rayet nebulae as tracers of stellar ionizing fluxes. I. M1-67". Astronomy and Astrophysics. ج. 350: 1007. arXiv:astro-ph/9908200. Bibcode:1999A&A...350.1007C.
  35. ↑ Malkov، Oleg Yu (2020). "Semidetached double-lined eclipsing binaries: Stellar parameters and rare classes". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 491 ع. 4: 5489–5497. Bibcode:2020MNRAS.491.5489M. DOI:10.1093/mnras/stz3363.
  36. ↑ المرجع غلط: اكتب عنوان المرجع فى النُص بين علامة الفتح <ref> وعلامة الافل </ref> فى المرجع moore366
  37. ↑ Taranova، O.G.؛ Shenavrin، V. I. (2004). "JHKLM Photometry for Carbon Stars". Astronomy Letters. ج. 30 ع. 8: 605–622. Bibcode:2004AstL...30..549T. DOI:10.1134/1.1784497.
  38. ↑ Lavalle, Mimi (7 Jan 2020). "Binary star V Sagittae to explode as very bright nova by century's end". phys.org (بالإنجليزية الأمريكية). Retrieved 2020-01-09.
  39. ↑ "There will be a new brightest star in the sky, when it explodes in about 60 years". CNN. 8 يناير 2020. مؤرشف من الأصل في 2020-01-13. اطلع عليه بتاريخ 2020-01-09.
  40. ↑ Steeghs, Danny؛ Howell, Steve B.؛ Knigge, Christian؛ Gänsicke, Boris T.؛ Sion, Edward M.؛ Welsh, William F. (سبتمبر 2007). "Dynamical Constraints on the Component Masses of the Cataclysmic Variable WZ Sagittae". The Astrophysical Journal. ج. 667 ع. 1: 442–447. arXiv:0706.0987. Bibcode:2007ApJ...667..442S. DOI:10.1086/520702.
  41. ↑ Fruchter، A. S.؛ Stinebring، D. R.؛ Taylor، J. H. (1988). "A millisecond pulsar in an eclipsing binary". Nature. ج. 333 ع. 6170: 237–239. Bibcode:1988Natur.333..237F. DOI:10.1038/333237a0.
  42. ↑ "B1957+20: A Cocoon Found Inside the Black Widow's Web". Chandra. اطلع عليه بتاريخ 2020-10-23.
  43. ↑ Fischer، Debra A.؛ Vogt، Steven S.؛ Marcy، Geoffrey W.؛ Butler، R. Paul؛ Sato، Bun'ei؛ Henry، Gregory W.؛ Robinson، Sarah؛ Laughlin، Gregory؛ Ida، Shigeru (2007). "Five Intermediate-Period Planets from the N2K Sample". The Astrophysical Journal. ج. 669 ع. 2: 1336–1344. arXiv:0704.1191. Bibcode:2007ApJ...669.1336F. DOI:10.1086/521869.
  44. ↑ Ment، Kristo؛ وآخرون (2018). "Radial Velocities from the N2K Project: Six New Cold Gas Giant Planets Orbiting HD 55696, HD 98736, HD 148164, HD 203473, and HD 211810". The Astronomical Journal. ج. 156 ع. 5. 213. arXiv:1809.01228. Bibcode:2018AJ....156..213M. DOI:10.3847/1538-3881/aae1f5.{{استشهاد بدورية محكمة}}: صيانة الاستشهاد: دوي مجاني غير معلم (link)
  45. ↑ أ ب Bakos، G. Á.؛ Hartman، J. D.؛ Torres، G.؛ Béky، B.؛ Latham، D. W.؛ Buchhave، L. A.؛ Csubry، Z.؛ Kovács، Géza؛ Bieryla، A. (2012). "HAT-P-34b – HAT-P-37b: Four Transiting Planets More Massive Than Jupiter Orbiting Moderately Bright Stars". The Astronomical Journal. ج. 144 ع. 1: 19–32. arXiv:1201.0659. Bibcode:2012AJ....144...19B. DOI:10.1088/0004-6256/144/1/19.
  46. ↑ Anderson، E.؛ Francis، Ch. (2012)، "XHIP: An extended hipparcos compilation"، Astronomy Letters، ج. 38 ع. 5: 331، arXiv:1108.4971، Bibcode:2012AstL...38..331A، DOI:10.1134/S1063773712050015. {{استشهاد}}: الوسيط |ref=harv غير صالح (مساعدة) والوسيط غير المعروف |separator= تم تجاهله (مساعدة)
  47. ↑ أ ب Crepp، Justin R.؛ Johnson، John Asher؛ Fischer، Debra A.؛ Howard، Andrew W.؛ Marcy، Geoffrey W.؛ Wright، Jason T.؛ Isaacson، Howard؛ Boyajian، Tabetha؛ von Braun، Kaspar (2012). "The Dynamical Mass and Three-Dimensional Orbit of HR7672B: A Benchmark Brown Dwarf with High Eccentricity". The Astrophysical Journal. ج. 751 ع. 2: 14. arXiv:1112.1725. Bibcode:2012ApJ...751...97C. DOI:10.1088/0004-637X/751/2/97. 97.
  48. ↑ المرجع غلط: اكتب عنوان المرجع فى النُص بين علامة الفتح <ref> وعلامة الافل </ref> فى المرجع tt
  49. ↑ Dalgleish، H.؛ Kamann، S.؛ Usher، C.؛ Baumgardt، H.؛ Bastian، N.؛ Veitch-Michaelis، J.؛ Bellini، A.؛ Martocchia، S.؛ Da Costa، G. S. (مارس 2020). "The WAGGS project-III. Discrepant mass-to-light ratios of Galactic globular clusters at high metallicity". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 492 ع. 3: 3859–3871. arXiv:2001.01810. Bibcode:2020MNRAS.492.3859D. DOI:10.1093/mnras/staa091.
  50. ↑ أ ب Schönberner، D.؛ Balick، B.؛ Jacob، R. (2018). "Expansion patterns and parallaxes for planetary nebulae". Astronomy & Astrophysics. ج. 609: A126. Bibcode:2018A&A...609A.126S. DOI:10.1051/0004-6361/201731788.
  51. ↑ Seligman، Courtney. "NGC Objects: NGC 6850 - 6899". اطلع عليه بتاريخ 2015-08-22.
  52. ↑ Hubble Offers a Dazzling View of the 'Necklace' Nebula, news release STScI-2011-24 dated August 11, 2011, from Space Telescope Science Institute
  53. ↑ أ ب المرجع غلط: اكتب عنوان المرجع فى النُص بين علامة الفتح <ref> وعلامة الافل </ref> فى المرجع NASANN
  54. ↑ Sabin، L.؛ وآخرون (أكتوبر 2014). "First release of the IPHAS catalogue of new extended planetary nebulae". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 443 ع. 4: 3388–3401. arXiv:1407.0109. Bibcode:2014MNRAS.443.3388S. DOI:10.1093/mnras/stu1404.

لينكات برانيه

تعديل

قالب:Stars of Sagitta


المرجع غلط: <ref> فى تاجز موجوده لمجموعه اسمها "arabic-abajed", بس مافيش مقابلها تاجز <references group="arabic-abajed"/> اتلقت

اتجابت من "https://arz.wikipedia.org/w/index.php?title=ساجيتتا&oldid=10684707"
  NODES
INTERN 2
Project 3