人馬座RY和北冕座R

快捷方式: 差异，相似，杰卡德相似系数，参考。

人馬座RY和北冕座R之间的区别

人馬座RY vs. 北冕座R

人馬座RY是在人馬座的一顆橙色超巨星和北冕座R型變星。雖然，它的光譜表面上看是G-型恆星，但有別於大多數恆星的是它幾乎沒有氫而有大量的碳。這顆恆星的距離非常遙遠，因此其視差、距離和亮度都無法精確的估算。伊巴谷衛星計算的視差是1.29百萬分秒角，由此得到與地球的距離是。它的有效溫度經由計算是7,250K。 它是從地球上以裸眼可以看見的三顆北冕座R型變星之一，另外兩顆是北冕座R和半人馬座V854。它也是一顆脈動變星，週期38天的半規則變星。它的變光曲線已經被研究了一百多年，是這一類型變星的典型，其特徵是亮度在樹情內突然下墜幾個星等，然後在幾個月內逐漸變亮，而這些變化之間的時間間隔是不規則的。雖然還不知道可能的機制和是如何發生，星等下降的原因可能是碳的塵埃雲（最可能是從內部噴出的）遮蔽了恆星。歐洲南方天文台的超大望遠鏡干涉儀已經檢測出廣泛的雲。 上校歐尼斯特·伊里亞德·馬克威克（Ernest Elliott Markwick）駐紮在直布羅陀搜尋變星時，第一次碰到現在稱為人馬座RY的變星。他記錄了它從1893年7月7日至10月23日變暗至11等以下，1894年11月的亮度達到6.4等 愛德華·皮克林寫到："它是一個顯著的天體"，和"幾乎跑了"。當時就注意到它的很奇特，並在1953年和其它少數的恆星被列為北冕座R型變星。 它的起源令人大惑不解，丹齊格（Danziger ）推測可能的解釋，當氦雲形成，老年的恆星已經耗盡了氫，或是不知甚麼原因拋棄了氫殼層。雖然注意到但沒有證據顯示這類殼層，他承認，恆星演化的知識還不足以解釋。. 北冕座R 是特殊的低質量黃超巨星，它是北冕座R型變星的變星原型， 以不規則的時間間隔光度會明顯的黯淡幾個星等。北冕座R的視星等通常在6等左右，剛好在裸眼可見的極限範圍。但每隔幾年會有幾個月黯淡至14等，然後在幾個月的時間內會逐漸回復到原來的亮度，因此被暱稱為淡出星或逆向新星。.

依巴谷卫星

依巴谷卫星（High Precision Parallax Collecting Satellite，缩写为Hipparcos），全称为“依巴谷高精視差測量衛星”，是歐洲太空總署发射的一颗天体测量卫星，用以測量恆星視差和自行，以古希臘天文學家喜帕恰斯的名字命名。 依巴谷卫星於1989年8月8日由亞利安4號火箭運載升空。它本應於地球同步軌道上運作，但因助推火箭失效，衛星只到達近地點507千米、遠地點35,888千米的狹長橢圓軌道。儘管如此，它仍能完成85%的原任務目標。與該衛星的通訊於1993年8月15日中止。 整個計劃分「依巴谷實驗」和「第谷實驗」兩部分。前者目標是測量120,000顆恆星的五個天文測量參數，精度達2至4毫角秒；後者目標是測量另外400,000顆恆星的天文測量參數及B-V色指數，但位置精度稍遜（20─30毫角秒）。 1996年8月，依巴谷星表和第谷星表正式完成，並於1997年6月由歐洲太空總署出版。這兩個星表的資料用來編製千禧年星圖，包含全天百萬餘顆暗至11等的恆星，以及一萬餘個非恆星天體。 曾有人指出依巴谷卫星的測量數據中，至少在某些天區有大約1毫角秒的系統誤差。利用依巴谷卫星數據所推算的昴星團距離，比採用其他量天方法得出的距離要短10%。直至2004年，這爭論還未有結果。.

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北冕座R型變星

北冕座R型變星（縮寫為RCB）是一種爆發型變星，這種恆星的光度變化有兩種模式，一個低振幅的脈動（十分之幾星等）和一個不規則而無法預知的1-9等級的暗淡。它的原型星是英國的業餘天文學家愛德華·皮戈特在1795年發現的北冕座R，他首度觀察到這顆星神秘的變暗。從此迄今，只確定了大約100顆的RCB變星，使這種變星成為非常罕見的變星。 這種變暗是是由凝聚的碳煤煙造成的，當可見光的亮度衰減時，以紅外線測量的亮度並沒有隨之減少。北冕座R型變星通常是超巨星，恆星光譜的類型是F和G（習慣上稱之為黃色）與典型的CN分子帶特徵。RCB星的大氣層缺乏氫，氫相對於氦和其他化學元素的豐度由千分之一降至百萬分之一，而宇宙中氫和氦的比例是3：1。.

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超巨星

超巨星是質量最大的恆星，在赫羅圖上占據著圖的頂端，在約克光譜分類中屬於Ia（非常亮的超巨星）或Ib（不很亮的超巨星），但最明亮的超巨星有時會被分類為0。 超巨星的質量是太陽的10至70倍，亮度則為太陽光度的30,000至數百萬倍，它們的半徑變化也很大，通常是太陽半徑的30至500倍，甚至超過1000倍太陽半徑。斯特凡-波茲曼定律顯示紅超巨星的表面，單位面積輻射的能量較低，因此相對於藍超巨星的溫度是較冷的，因此有相同亮度的紅超巨星會比藍超巨星更巨大。 因為她們的質量是如此的巨大，因此壽命只有短暫的一千萬至五千萬年，所以只存在於年輕的宇宙結構中，像是疏散星團、螺旋星系的漩渦臂，和不規則星系。她們在螺旋星系的核球中很罕見，也未曾在橢圓星系或球狀星團中被觀測到，因為這些天體都是由老年的恆星組成的。 超巨星的光譜佔據了所有的類型，從藍超巨星早期型的O型光譜，到紅超巨星晚期型的M型都有。參宿七，在獵戶座中最亮的恆星，是顆藍白色的超巨星，參宿四和天蝎座的心宿二則是紅超巨星。 超巨星模型的塑造依然是研究領域中活躍且有困難之處的區塊，例如恆星質量流失的問題就仍待解決。新的趨勢與研究方法則不只是要塑造一顆恆星的模型，而是要塑造整個星團的模型，並且藉以比較超巨星在其中的分布與變化，例如，像在星系麥哲倫雲中的分布狀態。 宇宙中的第一顆恆星，被認為是比存在於現在的宇宙中的恆星都要明亮與巨大的。這些恆星被認為是第三星族，她們的存在是解釋在類星體的觀測中，只有氫和氦這兩種元素的譜線所必須的。 大部分第二型超新星的前身被認為是紅超巨星，然而，超新星1987A的前身卻是藍超巨星。不過，在強大的恆星風將外面數層的氣體殼吹散前他可能是一顆紅超巨星。 目前所知最大的幾顆恆星，依據體積的大小排序如下：盾牌座UY、天鵝座NML、仙王座RW、WOH G64、仙后座PZ、維斯特盧1-26、人馬座VX、大犬座VY（the Garnet Star）。以上排名与亮度和重量无关。.

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SAO星表

SAO星表（The Smithsonian Astrophysical Observatory Star Catalog / 史密松天体物理台星表）是一个天体测量星表，在1966年由史密松天体物理台出版，共包含258,997颗恒星。该星表由之前的一些星表编纂而成，但仅收录9.0等以上且已经精确测量过自行的恒星。SAO星表里的星名由字母SAO开头接着数字序号表示，恒星以赤纬分区，每10度为一区，共分为18区，在每一区中的恒星依照赤经位置来排序。SAO星表较大的变动是增加了一些HD星表没有的资料：恒星的自行，因为这是很有用的资料；与HD星表和巡天星表序号的交互参照，在最后的一版中仍然被保留着。.

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