之间巴納德星和拉蘭德21185相似
巴納德星和拉蘭德21185有(在联盟百科)18共同点: 南門二,大熊座,天龍座BY型變星,天文單位,太阳系,徑向速度,光年,紅矮星,適居帶,自行,金屬量,耀星,J2000.0,SIMBAD,X射线,棕矮星,波恩星表,斯沃斯莫爾學院。
南門二
南門二(α Cen、半人馬座α)位於天空南方的半人馬座,英文名Alpha Centauri或Toliman,雖然肉眼分辨不出來,不過南門二實際上是一個三合星系統,其中一顆恆星是全天空第4明亮的恆星。不過因為其中兩顆恆星距離過近,肉眼無法分辨出來,所以它們的綜合視星等為-0.27等(超過第3亮的大角星),絕對星等為4.4等。南門二也作為南十字星座最外圍的指引而聞名,因為南十字星座的位置太過南邊,所以大部分的北半球都看不到。傳聞當年鄭和下西洋,就是用它來指引方向。 南門二是距離太陽最近的恆星系,只有4.37光年(約277,600天文單位)。比鄰星(Proxima Centauri)通常被認為是這個恆星系的成員,距離太陽只有4.24光年。因為南門二距離地球相對較近,所以在關於星際旅行的冒險小說中,理所當然將它當成「第一個停靠港口」,並預測在人口爆炸時甚至會對這個恆星系進行開發與殖民活動。這些觀點通常也在科幻小說與電子遊戲中出現。 2016年8月24日ESO(欧洲南方天文台)发布了他们的新发现——一颗位于比邻星附近的类地行星。.
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大熊座
大熊座是一个星座,在北半球的大部分常年可见。.
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天龍座BY型變星
天龍座BY型變星通常屬於晚期的K或M型主序星變星。 這個名稱來自這種變星的原型:天龍座BY。由於表面的星斑和恆星的自轉,和色球層上的其它活動,使它們展現出光度上的變化。天龍座BY型變星的亮度波動一般小於0.5視星等,光變曲線週期接近恆星的平均自轉週期,被稱為。在週期內的光變曲線是不規則的,並且從一個週期到下一個週期,在形狀上略有變化。對天龍座BY,週期大約是一個月,而形狀保持相似。 鄰近的K和M型的天龍座BY型變星包括巴納德星、卡普坦星、天鵝座61、羅斯248、拉卡伊8760、拉蘭德21185和魯坦726-8。羅斯248 是被發現的第一顆天龍座BY型變星,傑拉爾德寇倫在1950年辨識出它的變異。天龍座BY本身的變異在1966年才被發現,Sugainov在1973-1976年間對它進行了詳細的研究。 比太陽明亮的南河三,光譜類型為F5 IV/V,也被宣稱是天龍座BY型變星。南河三有兩點異於平常:它正在移出主序星進入次巨星階段;它的核融合反應介於PP燃燒和CNO燃燒,這意味著它的中間有對流層和非對流層。而任何一個理由都可以大於正常的星斑。 有些天龍座BY型變星會出現閃光,而成為另一型變星:鯨魚座UV型變星。同樣的,天龍座BY型變星的光譜(特別是H和K線)類似於獵犬座RS型變星,這是另一種有著活躍色球層活動的變星.
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天文單位
天文單位(縮寫的標準符號為AU,也寫成au、a.u.或ua)是天文學上的長度單位,曾以地球與太陽的平均距離定義。2012年8月,在中国北京举行的国际天文学大会(IAU)第28届全体会议上,天文学家以无记名投票的方式,把天文单位固定为149,597,870,700米。新的天文单位以公尺来定义,而公尺的定义来源于真空中的光速,也就是说,天文单位现在不再与地球與太阳的實際距离挂钩,而且也不再受时间变化的影响(虽然天文单位最初的来源就是日地平均距离)。 國際度量衡局建議的縮寫符號是ua,但英語系的國家最常用的仍是AU,國際天文聯合會則推薦au,同時國際標準ISO 31-1也使用AU,后来的國際標準ISO 80000-3:2006又改成了ua。通常,大寫字母僅用於使用科學家的名字命名的單位符號,而au或a.u.也可以是原子單位或是任意單位;但是AU被廣泛的地區使用作為天文單位的符號。以1天文單位距離的值為單位的天文常數的值會以符號A標示。.
太阳系
太陽系Capitalization of the name varies.
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徑向速度
视向速度是物體朝向視線方向的速度。一個物體的光線在徑向速度上會受多普勒效应的支配,退行的物體光波長將增加(紅移),而接近的物體光波長將減少(藍移)。 恆星的徑向速度,能夠經由高解析的光譜精確的測量,並且和在實驗室內測出的已知譜線波長做比較。在習慣上,正的徑向速度表示物體在退行,如果是負值,物體則是在接近。 在許多聯星中,軌道運動通常都會造成每秒數公里的徑向速度改變量。這些恆星譜線的變化肇因於都卜勒效應,因此她們被稱為光譜聯星。研究徑向速度可以估計恆星的質量和一些軌道要素,像是離心率、半長軸。同樣的方法也被用在發現環繞恆星的行星上,在這種方法下測量的運動可以確定行星的軌道週期,而位移量的大小可以用來計算行星的質量。.
光年
光年(light-year)是長度單位之一,指光在真空中一年時間內傳播的距離,大約9.46兆千米(9.46千米或英里。 光年一般用於天文學中,是用來量長度很長的距離,如太陽系跟另一恆星的距離。光年不是時間的單位。 天文學中另三個常用的單位是秒差距、天文單位與光秒,一秒差距等於3.26光年,一天文單位為149,597,870,700公尺,一光秒是光一秒所走的距離為299,792,458公尺。 例如,世界上最快的飛機可以達到每小時1萬1260千米的時速(2004年11月16日,美國航空航天局(NASA)的飛機最高速度紀錄是1萬1260千米/小時),依照這樣的速度,飛越一光年的距離需要用9萬5848年。而常見的客機大約是885千米/小時,這樣飛行1光年則需要122萬0330年。目前人造的最快物體是2016年7月5日抵達木星極軌道的朱諾號(2011年8月5日發射升空),最高速度為73.61千米/秒(即約26萬5000千米/小時),這樣的速度飛越1光年的距離約需要4075年的時間。.
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紅矮星
紅矮星,也就是M型主序星(MV),根據赫羅圖,「紅矮星」在眾多處於主序階段的恆星當中,其大小及溫度均相對較小和低,在光譜分類方面屬於M型。它們在恆星中的數量較多,大多數紅矮星的直徑及質量均低於太陽的三分一,表面溫度也低於3,500 K。釋出的光也比太陽弱得多,有時更可低於太陽光度的萬分之一。又由於內部的氫元素核聚變的速度緩慢,因此它們也擁有較長的壽命。质量低于0.35太阳质量的红矮星会有充分的对流,氦元素会在恒星内部均匀分布,而不会在核心累积,紅矮星不會膨脹成紅巨星,而逐步收縮,直至氫氣耗盡。 它们会保持稳定的光度和光谱持续数千亿年,由于现在宇宙的年龄有限,还没有红矮星发展到之后的阶段。 此外人們又發現,不含「金屬」的紅矮星只佔很少(在天文學裡,「金屬」是指氫和氦以外的重元素),而根據「大爆炸」理論的預測,第一代恆星應只擁有氫、氦及鋰元素,如果這些早期恆星包括紅矮星,這些「純正」的紅矮星至今天定能繼續觀測得到,而事實卻不然,含有「金屬」的恆星佔了紅矮星的大多數。因此在宇宙形成時,能發光的第一代恆星定擁有超高質量,它們擁有極短壽命,在經過超新星爆發後,重元素得以產生,成為形成低質量恆星的所需物質。 宇宙眾多恆星中,紅矮星佔了大多數,大約73%左右。, 科学网, 2014-03-06 09:39:11 离太阳最近的65颗恒星中有50颗是红矮星。例如離太陽最近的恆星,半人馬座的南門二比鄰星,便是一顆紅矮星,其光譜分類為M5,視星等11.0。 至2005年,人們首度在紅矮星身上,發現有太陽系外行星圍繞旋轉,第一顆行星的質量與海王星差不多,日距約為600萬公里(0.04天文單位),其表面度約為攝氏150°C。2006年,人們又發現一顆與土星差不多的行星繞著另一顆紅矮星旋轉,這顆行星的日距為3.9億公里(2.6天文單位),表面溫度為攝氏零下220°C。.
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適居帶
適居帶(circumstellar habitable zone, CHZ,或稱宜居帶),是天文學上給一種空間的名稱,指的是行星系中適合生命存在的區域。適居帶中的情況有利於生命的發展,並且可能像地球般出現高等生命。。有兩種區域是有可能的,一個是在行星系內,另一個則存在于星系之中。在適合的區域內的行星和天然衛星是最佳的候選者,這些地球外的生命有能力生活在類似我們的環境下。天文學家相信生命最可能發生在像太陽系這樣的星周盤適居帶(CHZ)和大星系的星系適居帶(GHZ) 內(雖然天文學家對後者的研究才剛開始)。適居帶也許是指「生命帶」、「綠帶」或「古迪洛克帶」(Goldilocks)。在我們的太陽系中,適居帶為距離恆星0.99至1.70天文單位之間的區域。 格利泽581g是人類在紅矮星格利泽 581 (距離地球大約20光年)旁發現的第六颗行星。格利泽581g是至今在天文學家發現系外行星中,軌道理論上位於適居帶中的著名例子。目前天文學家僅發現了十幾顆行星位於適居帶中,而克卜勒太空望遠鏡則確認了54顆行星位於適居帶中。天文學家目前估計銀河系至少有500,000,000顆行星位於適居帶中。.
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自行
自行是恆星相對於太陽系的質量中心,隨著時間變化的推移所顯示出在位置在角度上的改變,它的測量是以角秒/年為單位(3600角秒才等同於角度的1度)。反之,徑向速度是在視線方向上天體接近或遠離的速度,隨著時間推展的變化率,通常是測量輻射中的都卜勒頻移。自行不是恆星的本質(即恆星的內稟性質),因為它包含了太陽系本身運動的元素在內。由於光速是有限的,遙遠恆星的真實速度很難觀測得到,觀測自行反映的是恆星當時輻射光的運動。 自行的測量需要排除下列會影響觀測天體位置座標值的因素,這些因素主要有:.
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金屬量
金屬量是天文學和物理宇宙學中的一個術語,它是指恒星之內除了氫和氦元素之外,其他的化學元素所占的比例(這個術語不同於一般所認知的“金屬”,因為在宇宙中氫和氦的組成量占了壓倒性的大數量,天文學家將所有更重的元素都視為金屬。) 。例如,碳化合物含量較多的星雲被稱為“富金屬”,但在其他的場合都不會將碳當成金屬。 一個天體的金屬量也許可以提供年齡的訊息。當宇宙剛形成時,依據大霹靂的理論,它幾乎完全都是氫原子,經由太初核合成,創造出相當大比例的氦和微量跡證的鋰。最初的恒星,被認為是第三星族星,完全不含任何金屬。這些恒星的質量是難以置信的巨大,因此在短促的恒星演化中經由核融合創造出週期表內比鐵輕的元素,然後經由壯觀的超新星將元素散佈在宇宙中。雖然,它們存在於主流的宇宙起源模型,但直至2007年,仍未發現第三星族星。下一代的恒星於第一代恒星死亡釋出的物質中创造出来,被觀測到最老的恒星,被認為是第二星族星,有非常少量的金屬;後續世代出生的恒星,因由先前世代的富含金屬的塵埃中创生出来,金屬含量越來越豐富。而當這些恒星死亡時,它們會將更豐富的金屬,經由行星狀星雲或超新星散佈到外面的雲氣中,讓新誕生的恒星有更豐富的金屬。最年輕的恒星,包括我們的太陽,含有的金屬最豐富的恒星,被認為是第一星族星。 橫跨銀河系,金屬量在銀心是最高的,並向外逐漸遞減。在群星之間的金屬量梯度隨恒星的密度變化:在星系的中心有最多的恒星,隨著時間的過去,有越來越多的金屬回到星際物質內,並且成為新恒星的原料。由相似的機制,較大的星系相較於較小的星系,也會有較高的金屬量。在兩個環繞著銀河系的小不規則星系,麥哲倫雲的例子中,大麥哲倫星系的金屬量是銀河系的40%,小麥哲倫星系的金屬量是銀河系的10%。.
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耀星
耀星是一種變星,它可以不可預知的在數分鐘內戲劇性的急遽增光,有時在幾分鐘內的改變會大於幾個星等以上,並持續幾分鐘到幾小時後又慢慢復原。它被認為與太陽閃焰類似,是由於在恆星大氣層內的磁重聯。亮度的增加跨越了整個光譜,從X射線到無線電波。第一批耀星(天鵝座V1396和顯微鏡座AT) 是在1924年發現的;然而,最著名的耀星是在1948年發現的鯨魚座UV 。如今,相似的耀星在變星目錄上,像是變星總表都被分類為鯨魚座UV型變星(使用上縮寫為UV)。耀斑可以隔幾天就發生 ,或是頻率非常低,像巴納德星。 雖然最近的研究表明質量更小的棕矮星也可能發生閃焰,但大多數的耀星都是暗淡的紅矮星。質量更大的獵犬座RS型變星(RS CVn)已知也是耀星,但據了解這些閃焰是由聯星系統中的伴星造成的磁場糾纏誘發的。此外,也觀察到9顆類似太陽的恆星曾經歷閃焰的事件。曾經有建議指出在類似RS CVn變星誘發閃焰的機制,是有看不見的,大小類似木星的行星,在一個緊密的軌道上繞著恆星運轉。目前在太陽系附近已發現近100顆耀星。.
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J2000.0
J2000.0是在天文学上使用的曆元,前缀「J」代表这是一个儒略纪元法,而不是一个贝塞耳纪元。 它指的是儒略日期TT时2451545.0,或是TT时2000年1月1日12時,即相对于TAI的2000年1月1日,11:59:27.816或UTC时间2000年1月1日11:58:55.816。 因恒星赤经和赤纬会因岁差(與恒星的自行)改变,所以天文学家们经常指定某一特定的纪元作参考点。早期採用的纪元标准是B1950.0纪元。 在J2000时刻的天赤道與二分点用来定义天球参考坐标系,该参考坐标系也可写作J2000坐标或简单记为J2000,但更合适的,应该如下使用国际天球参考系統(ICRS)。.
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SIMBAD
SIMBAD(Set of Identifications, Measurements, and Bibliography for Astronomical Data)是由法國數據資料中心負責和維護的一個天文資料庫,其設置的功能在確認、測量太陽系外天體和收錄相關文獻。 SIMBAD是由恆星確認目錄(Catalog of Stellar Identifications,CSI)和恆星指引書目合併創造出來的。在1979年前,它們只存在於默冬電腦中心。然後,它們額外的從其他目錄和學術文獻擴大了資料來源。在1981年首度提供了網上互動式版本,舊式被稱為V2的版本。V3的版本使用C語言開發,在斯特拉斯堡天文台的UNIX電腦工作站上執行。2006年秋季,在資料庫中看見釋出完全由JAVA(電腦程式語言)撰寫和支援的軟體的V4版本,現在儲存在PostgreSQL。 截至2011年10月11日,SIMBAD以15,224,536個不同的名稱,以及257,763 參考書目和8,313,370書目引文。 小行星(4692),,被命名為(4692) SIMBAD。.
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X射线
--(X-ray),又被称为爱克斯射线、艾克斯射线、伦琴射线或--,是一种波长范围在0.01纳米到10纳米之间(对应频率范围30 PHz到30EHz)的电磁辐射形式。X射线最初用于医学成像诊断和X射线结晶学。X射线也是游離輻射等这一类对人体有危害的射线。 X射線波長範圍在較短處與伽馬射線較長處重疊。.
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棕矮星
褐矮星又称--矮星,是質量太低,在核心不能維持大規模的氫融合反應,與主序恆星不同的次恆星。它們的質量據有最重的氣體巨星和最輕的恆星,質量上限大約在75至80 木星質量(MJ)。棕矮星的質量至少超過氘融合所需要的13 MJ,而超過〜65 MJ,鋰融合就可以進行。 在2013年3月,有一篇論文提出質量非常低的棕矮星和巨大行星的分界大約在〜13木星質量,引起了學界的討論。相似的研究涉及DENIS-P J082303.1-491201 b,在2014年3月發現的一個極低溫的聯星系統,質量較低的成員大約只有29木星質量,並且被列名為質量最大的系外行星。儘管如此,一個學派認為要基於形成;另一派認為要依據內部的物理。 棕矮星一樣可以依據光譜分類,主要的類型有M、L、T、和Y。不管它們的名稱,棕矮星有著不同的顏色。依據A.
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波恩星表
波恩星表(Durchmusterung或Bonner Durchmusterung),又名波恩星图,是德国天文学家阿格兰德于1859年到1862年在波恩天文台出版的一套四卷本的星表,缩写为BD,包含了324,189颗恒星,采用1850.0历元,赤纬范围从+90°到-2°,极限星等为9-10等,是在照相术发明以前编纂的最完整的一份星表。1863年根据波恩星表发表了波恩巡天星图。 由于波恩天文台位于北半球,无法完整观测到南半球的天空,1892年阿根廷的科尔多瓦天文台发表了科尔多瓦巡天星表(Cordoba Durchmusterung),简称CD,使用目视方法,将波恩星表扩展至赤纬-23°,共收录了58万多颗恒星。1896年在南非好望角完成的好望角照相星表(简称CPD)扩展至南天极,共有45万多颗恒星。 波恩星表收录了恒星的光谱资料。在亨利·德雷伯星表中找不到的恒星,天文学家会优先使用波恩星表中的编号。 Category:星表.
斯沃斯莫爾學院
斯沃斯莫爾學院(Swarthmore College)是一所私立的美國文理學院。斯沃斯莫爾學院坐落於賓夕法尼亞州費城西部約11英里的斯沃斯莫爾小鎮里。學校擁有註冊學生約1,500名。 成立於1864年,是三校聯盟(Tri-College Consortium)的成員之一。.
上面的列表回答下列问题
- 什么巴納德星和拉蘭德21185的共同点。
- 什么是巴納德星和拉蘭德21185之间的相似性
巴納德星和拉蘭德21185之间的比较
巴納德星有95个关系,而拉蘭德21185有60个。由于它们的共同之处18,杰卡德指数为11.61% = 18 / (95 + 60)。
参考
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