Bước tới nội dung

Sơn Án

Tọa độ: Sky map 05h 00m 00s, −80° 00′ 00″
Bách khoa toàn thư mở Wikipedia
(Đổi hướng từ Chòm sao Sơn Án)
Sơn Án
Mensa
Chòm sao
Mensa
Viết tắtMen
Sở hữu cáchMensae
Phát âm/ˈmɛnsə/
Sở hữu cách: /ˈmɛnsiː/
Hình tượngNúi Bàn
Xích kinh03h 12m 55.9008s đến 07h 36m 51,5289s h
Xích vĩ−71° đến −85,5°°
Vòng tròn phần tưSQ1
Diện tích153 độ vuông (75)
Sao chính4
Những sao
Bayer/Flamsteed		16
Sao với ngoại hành tinh6
Sao sáng hơn 3,00m0
Những sao trong vòng 10,00 pc (32,62 ly)0
Sao sáng nhấtα Men (5,09m)
Sao gần nhấtα Mensae
(33,10 ly, 10,15 pc)
Thiên thể Messier0
Mưa sao băng0
Giáp với
các chòm sao		Yển Diên
Kiếm Ngư
Thủy Xà
Nam Cực
Phi Ngư
Nhìn thấy ở vĩ độ giữa +4° và −90°.
Nhìn thấy rõ nhất lúc 21:00 (9 giờ tối) vào tháng 1.

Sơn Án (chữ Hán: 山案; tiếng Latinh: Mensa, nghĩa là 'cái bàn') là một chòm sao mờ nằm gần thiên cực nam. Đây là một trong 18 chòm sao được nhà thiên văn học người Pháp Nicolas-Louis de Lacaille đề xuất vào thế kỷ 18 và là một trong 88 chòm sao được Liên đoàn Thiên văn Quốc tế (IAU) công nhận. Tên Latinh của Sơn Án có nghĩa là 'cái bàn', mặc dù ban đầu chòm sao này đại diện cho núi Bàn và được gọi là Mons Mensae. Chòm sao này bao phủ một khu vực có hình đá đỉnh vòm với diện tích 153,5 độ vuông. Nếu không tính chòm sao Nam Cực thì đây là chòm sao gần thiên cực nam nhất, vốn chỉ có thể quan sát được từ phía nam vĩ tuyến 5°B.

Là một trong những chòm sao mờ nhất trên bầu trời đêm, Sơn Án không có sao sáng nào – sao sáng nhất trong chòm sao này là Alpha Mensae nhưng hầu như không thể quan sát thấy trên bầu trời ngoại ô. Chòm sao này có chứa một chuẩn tinh và một số cụm sao cùng với một phần Đám mây Magellan Lớn. Ít nhất sáu hệ sao trong Sơn Án đã xác nhận là được ngoại hành tinh quay quanh.

Lịch sử

[sửa | sửa mã nguồn]

Ban đầu được gọi là Montagne de la Table hoặc Mons Mensae,[1] Sơn Án được Nicolas-Louis de Lacaille vẽ ra từ những ngôi sao mờ ở Nam Bán cầu. Sơn Án đại diện cho núi Bàn, một ngọn núi ở Nam Phi nhìn ra Cape Town, gần vị trí đài thiên văn của Lacaille. Lacaille nói rằng Đám mây Magellan đôi khi được gọi là Đám mây Cape (Cape Clouds), và núi Bàn thường bị mây bao phủ khi có gió bão hướng đông nam thổi qua, do đó ông đã vẽ ra một chiếc "bàn" ("table") trên bầu trời dưới những đám mây (dưới Đám mây Magellan Lớn).[2] Ông cũng đã quan sát và lập danh mục cho gần 10.000 ngôi sao trên bầu trời bán cầu nam cũng như đề xuất 14 chòm sao mới – vốn không thể quan sát được từ châu Âu – trong thời gian hai năm ở Mũi Hảo Vọng. Tất cả các chòm sao do ông đề xuất (trừ chòm sao Sơn Án) đều mang hình ảnh các dụng cụ khoa học tượng trưng cho Thời kỳ Khai Sáng.[a] Nhà thiên văn học John Herschel đã đề xuất rút gọn tên của Sơn Án thành chỉ còn một từ vào năm 1844 dựa trên chính cách viết tắt của Lacaille.[4]

Mặc dù Sơn Án không xuất hiện trong bất kỳ thần thoại hay câu chuyện cổ đại nào, nhưng núi Bàn lại có gắn với một số câu chuyện thần thoại.[5][6] Trong tiếng Afrikaans, núi Bàn được gọi là Tafelberg.[7] Gần núi Bàn có hai ngọn núi được gọi là Devil's Peak (Ngọn đỉnh của quỷ) và Lion's Head (Đầu sư tử).[8][9] Núi Bàn xuất hiện trong những câu chuyện liên quan đến Mũi Hảo Vọng, nơi nổi tiếng với những cơn bão.[6]

Đặc điểm

[sửa | sửa mã nguồn]

Sơn Án giáp với chòm sao Kiếm Ngư ở phía bắc, Thủy Xà ở phía tây bắc và tây, Nam Cực ở phía nam, Yển Diên ở phía đông và Phi Ngư ở phía đông bắc. Sơn Án có diện tích 153,5 độ vuông, chiếm 0,372% bầu trời. Đây là chòm sao có diện tích lớn thứ 75 trong số 88 chòm sao hiện đại.[10]

Vào năm 1922, Liên đoàn Thiên văn Quốc tế thông qua tên viết tắt gồm ba chữ cái của Sơn Án là "Men".[11] Giới hạn chính thức của Sơn Án, do nhà thiên văn học người Bỉ Eugène Joseph Delporte đưa ra vào năm 1930, được xác định bởi một đa giác 8 cạnh (được minh họa ở hộp thông tin). Trong hệ tọa độ xích đạo, xích kinh của giới hạn này nằm trong khoảng từ 03h 12m 55,9008s đến 07h 36m 51,5289s, trong khi xích vĩ nằm trong khoảng từ −69,75° đến −85,26°.[12] Toàn bộ chòm sao này có thể quan sát được từ phía nam vĩ tuyến 5°B.[10][b]

Thiên thể đáng chú ý

[sửa | sửa mã nguồn]
Chòm sao Sơn Án nhìn bằng mắt thường trên bầu trời đêm.

Sao

[sửa | sửa mã nguồn]
Xem thêm: Danh sách sao trong chòm sao Sơn Án

Lacaille đã đặt định danh Bayer cho 11 ngôi sao trong chòm sao Sơn Án, từ Alpha đến Lambda (không có Kappa). Benjamin Apthorp Gould sau đó tiếp tục đặt định danh Bayer cho 5 ngôi sao nữa trong chòm sao này, từ Kappa đến Pi (không có Lambda và Omicron). Những ngôi sao mờ cỡ này thường không được đặt định danh Bayer, tuy nhiên, Gould cảm thấy các sao này khá "gần gũi" với thiên cực nam nên ông đã đặt định danh cho chúng.[2] Alpha Mensae là sao sáng nhất trong Sơn Án với cấp sao biểu kiến là 5,09,[13] khiến Sơn Án trở thành chòm sao duy nhất không có sao nào có cấp sao nhỏ hơn 5,0 (cấp sao càng nhỏ thì sao càng sáng và ngược lại[14]).[15] Có 22 ngôi sao trong Sơn Án có cấp sao biểu kiến nhỏ hơn hoặc bằng 6,5, theo lý thuyết là một trong những thiên thể mờ nhất có thể quan sát bằng mắt thường trên bầu trời đêm.[10][16]

Sao sáng

[sửa | sửa mã nguồn]

Alpha Mensae là một sao kiểu Mặt Trời cách Trái Đất 33,32 ± 0,02 năm ánh sáng với quang phổ G7 V.[17] Ngôi sao này từng chỉ cách Trái Đất 11 năm ánh sáng và sáng hơn đáng kể với cấp sao 2.[18] Các nhà thiên văn học đã phát hiện ra một lượng bức xạ hồng ngoại dư (infrared excess)[c] xung quanh ngôi sao này, cho thấy có thể quanh ngôi sao là một đĩa vòng quanh sao với bán kính trên 147 đơn vị thiên văn (AU). Nhiệt độ ước tính của đĩa bụi này là dưới 22 K.[20] Tuy nhiên, dữ liệu từ Kính thiên văn không gian Herschel (Herschel Space Observatory) đã không xác nhận lượng bức xạ hồng ngoại dư này, khiến phát hiện trên bị nghi ngờ.[21] Các nhà thiên văn chưa phát hiện ra hành tinh đồng hành nào xung quanh Alpha Mensae. Trong hệ Alpha Mensae có một sao lùn đỏ đồng hành ở khoảng cách góc (angular separation) khoảng 3,05 giây cung; tương đương với khoảng cách dự kiến tối thiểu (projected separation)[d] khoảng 30 AU.[13][23][24]

Gamma Mensae là sao sáng thứ hai trong chòm sao Sơn Án với cấp sao 5,19.[25] Đây là một ngôi sao già với độ tuổi khoảng 10,6 tỷ năm và khối lượng gấp 1,04 lần khối lượng Mặt Trời, và cách Trái Đất 104,9 ± 0,5 năm ánh sáng.[17][26] Gamma Mensae đang giãn nở trở thành một sao khổng lồ cam[27] với bán kính gấp khoảng 5 lần bán kính Mặt Trời[26] và quang phổ K2 III.[27]

Beta Mensae là một sao khổng lồ vàng với cấp sao 5,31, quang phổ G8 III và độ tuổi khoảng 270 triệu năm.[25][28] Cách Trái Đất 660 ± 10 năm ánh sáng,[17] ngôi sao này nặng gấp khoảng 3,6 lần và sáng gấp 513 lần Mặt Trời. Khi quan sát từ Trái Đất, Beta Mensae nằm trong Đám mây Magellan Lớn.[25]

Giống như Alpa Mensae, Zeta và Eta Mensae cũng có một lượng bức xạ hồng ngoại dư nhất định cho thấy có thể quanh hai ngôi sao này là đĩa vòng quanh sao.[29][30] Zeta Mensae là một sao khổng lồ trắng già có quang phổ A5 III cách Trái Đất khoảng 394 ± 4 năm ánh sáng.[17][31] Eta Mensae là một sao khổng lồ cam có quang phổ K4 III[30] cách Trái Đất 650 ± 10 năm ánh sáng.[17]

Sao biến quang

[sửa | sửa mã nguồn]
Các sao thành viên trong một hệ sao đôi che khuất có mặt phẳng quỹ đạo gần nhau khi quan sát từ Trái Đất, do đó có thể gây ra hiện tượng các sao thành viên trong hệ che khuất nhau, hoặc ít nhất là ngôi sao lớn hơn che khuất ngôi sao nhỏ hơn.[32]

TZ Mensae là một hệ sao đôi che khuất có cấp sao thay đổi từ 6,2 đến 6,9 sau mỗi 8,57 ngày.[15][33] Trong hệ TZ Mensae là hai sao dãy chính loại A có quỹ đạo gần nhau, một sao có quang phổ A0 V với bán kính gấp đôi bán kính Mặt Trời và nặng gấp 2,5 lần Mặt Trời; một sao có quang phổ A8 V với bán kính gấp 1,4 lần và nặng gấp 1,5 lần Mặt Trời.[34][33]

Tương tự TZ Mensae, UX và TY Mensae cũng là các hệ sao đôi che khuất.[35][36] UX Mensae là một hệ sao cách Trái Đất 338,2 ± 0,9 năm ánh sáng[17] và gồm hai ngôi sao trẻ có khối lượng gấp khoảng 1,2 lần khối lượng Mặt Trời, độ tuổi là 2,2 ± 0,5 tỷ năm[37] và quay quanh nhau với chu kỳ quỹ đạo là 4,19 ngày.[35] TY Mensae là một hệ sao thuộc lớp sao biến quang W Ursae Majoris gồm hai sao thành viên với quỹ đạo gần nhau, gần đến mức chúng có chung một lớp vật chất sao, với ngôi sao lớn hơn có khối lượng gấp 1,86 lần, đường kính gấp 1,85 lần và độ sáng gấp 13,6 lần Mặt Trời, trong khi ngôi sao nhỏ hơn có khối lượng gấp 0,4 lần, đường kính gấp 0,84 lần và độ sáng gấp 1,7 lần Mặt Trời. Nhiệt độ bề mặt ước tính của hai ngôi sao này lần lượt là 8.164 và 7.183 K.[36]

YY Mensae là một sao khổng lồ cam có quang phổ K1 III với khối lượng gấp 2,2 lần, đường kính gấp 12,7 lần và độ sáng gấp 70 lần Mặt Trời. Ngôi sao này có chu kỳ tự quay ngắn, khoảng 9,5 ngày. Đây là một sao biến quang FK Comae Berenices – một lớp sao biến quang mà các sao trong lớp được cho là hình thành từ sự hợp nhất của hai ngôi sao trong một hệ sao đôi tiếp xúc (contact binary)[38][f] – và cũng là nguồn phát tia X mạnh.[41] YY Mensae cách Trái Đất 707 ± 6 năm ánh sáng và có cấp sao biểu kiến là 8,05.[17]

AH Mensae là một sao biến quang biến động lớn (cataclysmic variable star)[g] gồm một sao lùn trắng và một sao lùn đỏ quay quanh nhau với chu kỳ quỹ đạo là khoảng 2 giờ 57 phút. Hai sao thành viên này quay quanh nhau đủ gần để sao lùn trắng hút vật chất và bồi tụ khối lượng từ sao đồng hành, tạo ra một đĩa bồi tụ có khả năng kích hoạt phản ứng định kỳ khiến hệ sáng lên.[43] TU Mensae cũng là một sao biến quang biến động lớn gồm một sao lùn trắng và sao lùn đỏ quay quanh nhau với chu kỳ quỹ đạo là khoảng 2 giờ 49 phút, tương đối dài khi so với các hệ sao biến quang biến động lớn khác mà có các siêu phong (superhump).[h] Các vụ bùng phát (outburst) thông thường thường dẫn đến sự gia tăng độ sáng kéo dài khoảng một ngày sau mỗi 37 ngày, trong khi các siêu phong dẫn đến sự gia tăng độ sáng kéo dài 5–20 ngày sau mỗi 194 ngày.[45]

AO Mensae là một sao biến quang BY Draconis[46] – một lớp sao biến quang mà các sao trong lớp có các vết sao đủ lớn để gây ra những thay đổi về độ sáng của các sao đó khi quay[47] – mờ có cấp sao 9,8 gồm một sao lùn cam có kích thước và khối lượng bằng 80% Mặt Trời.[48] AO Mensae là một thành viên của nhóm di chuyển Beta Pictoris (Beta Pictoris moving group), một liên kết lỏng lẻo giữa các ngôi sao trẻ di chuyển khắp thiên hà.[48]

Sao với ngoại hành tinh

[sửa | sửa mã nguồn]

HD 38283 (còn gọi là Bubup)[49] là một sao giống Mặt Trời có quang phổ F9,5 V, cấp sao 6,7[50] và cách Trái Đất 124,3±0,1 năm ánh sáng.[17] Vào năm 2011, các nhà nghiên cứu thiên văn đã áp dụng phương pháp vận tốc xuyên tâm (radial velocity) để khám phá ra một hành tinh khí khổng lồ với định danh HD 38283 b. Hành tinh này có chu kỳ quỹ đạo là 363 ngày và khối lượng tối thiểu bằng khối lượng Sao Mộc.[50]

HD 39194 là một sao lùn cam có quang phổ K0 V và cấp sao 8,08 cách Trái Đất 86,21±0,09 năm ánh sáng.[17] Vào năm 2011, Thiết bị tìm kiếm hành tinh theo vận tốc xuyên tâm với độ chính xác cao (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher, HARPS) đã phát hiện ra ba hành tinh có quỹ đạo gần sao chủ. Ba hành tinh này có khối lượng tối thiểu lần lượt là gấp 3,72, 5,94 và 5,14 khối lượng Trái Đất, và mất lần lượt 5,6, 14 và 34 ngày để hoàn thành một vòng quỹ đạo quanh ngôi sao chủ.[51]

HD 42936 là một hệ sao đôi gồm một sao dãy chính loại K và một sao lùn loại L cách Trái Đất 153 năm ánh sáng (47 parsec).[52] Năm 2019, các nhà thiên văn đã sử dụng phương pháp vận tốc xuyên tâm để phát hiện ra một hành tinh siêu Trái Đất quay quanh HD 42936 A có chu kỳ quỹ đạo là 6,6732+0,0011
−00003 ngày[53] và khối lượng bằng ≥2,22+0,50
−0,28 khối lượng Trái Đất.[54]

TOI-157 là một sao đã hơi tiến hóa thành sao gần mức khổng lồ có quang phổ G cách Trái Đất 355,683+2,848
−2,804 parsec (khoảng 1.160 năm ánh sáng).[55][56] TOI-157 b (TIC 140691463) là một Sao Mộc nóng điển hình quay quanh TOI-157 với chu kỳ quỹ đạo là 2,08 ngày.[56] Hành tinh này được các nhà thiên văn khám phá năm 2020 thông qua phương pháp quá cảnh (transit).[55][56] TOI-157 b có khối lượng 1,18±0,13 MJ và bán kính 1,29±0,02 RJ.[56]

TOI-163 là một sao loại F cách Trái Đất 411,719+8,163
−7,857 parsec (khoảng 1.342,85 năm ánh sáng).[57] Năm 2019, các nhà thiên văn đã áp dụng phương pháp quá cảnh để khám phá ra một Sao Mộc nóng quay quanh TOI-163 với định danh TOI-163 b.[57][58] Hành tinh này có chu kỳ quỹ đạo là 4,231306+0,000063
−0,000057 ngày, khối lượng 1,219±0,11 MJ và bán kính 1,478+0,022
−0,029 RJ.[58]

Pi Mensae là một sao kiểu Mặt Trời có quang phổ G1 cách Trái Đất 59,62 ± 0,07 năm ánh sáng.[17] Năm 2001, một thiên thể đồng hành mà có khả năng là một phó sao được phát hiện với quỹ đạo lệch tâm.[59] Kết hợp với dữ liệu của Hipparcos có độ chính xác cao hơn, các nhà thiên văn học ước tính khối lượng của thiên thể này trong khoảng từ 10,27 đến 29,9 lần khối lượng Sao Mộc. Điều này khiến các nhà thiên văn học cho rằng thiên thể này là một phó sao với khối lượng tối đa nằm trong phạm vi sao lùn nâu.[60] Vào ngày 16 tháng 9 năm 2018, Vệ tinh khảo sát ngoại hành tinh quá cảnh (Transiting Exoplanet Survey Satellite, TESS) đã phát hiện ra phó sao đồng hành thứ hai – một siêu Trái Đất – với chu kỳ quỹ đạo là 6,27 ngày. Đây là phát hiện đầu tiên về ngoại hành tinh của TESS được xuất bản.[61]

Các sao khác

[sửa | sửa mã nguồn]

WISE 0535−7500 là một hệ sao đôi gồm hai sao dưới lùn nâu (sub-brown dwarf) có quang phổ ≥Y1 cách Trái Đất 47 ± 3 năm ánh sáng.[62] Chúng được cho là có khối lượng tương tự nhau – gấp 8 đến 20 lần khối lượng Sao Mộc – và cách nhau ít hơn một AU.[63]

Thiên thể bầu trời sâu

[sửa | sửa mã nguồn]
Hình ảnh chụp IC 2051, một thiên hà xoắn ốc nằm trong chòm sao Sơn Án,[64] bởi Kính viễn vọng không gian Hubble.
Hình ảnh chụp cụm sao NGC 1987 bởi Kính viễn vọng không gian Hubble.

Khi quan sát từ Trái Đất, Đám mây Magellan Lớn nằm chủ yếu trong giới hạn của chòm sao Kiếm Ngư, tuy nhiên cũng nằm một phần trong giới hạn của Sơn Án.[65][15] Đám mây Magellan Lớn là một thiên hà vệ tinh của Ngân Hà cách Trái Đất khoảng 163.000 năm ánh sáng.[66] W Mensae – một sao siêu khổng lồ vàng trắng bất thường thuộc lớp sao biến quang R Coronae Borealis hiếm gặp[67] – cùng với HD 268835 – một sao cực siêu khổng lồ xanh được một đĩa bụi vòng quanh sao rộng lớn bao bọc[68] – và R71 – một sao biến quang sáng phát ra ánh sáng xanh (luminous blue variable) đã sáng lên đột ngột vào năm 2012 với độ sáng gấp hơn một triệu lần Mặt Trời[69] – là một số thiên thể đáng chú ý bên trong Đám mây Magellan Lớn (và nằm trong chòm sao Sơn Án khi quan sát từ Trái Đất). Ngoài ra trong Đám mây Magellan Lớn còn chứa một số cụm sao như NGC 1987, một cụm sao cầu với độ tuổi ước tính khoảng 600 triệu năm và chứa một lượng đáng kể các sao đỏ già,[70] hay NGC 1848, một cụm sao mở có độ tuổi khoảng 27 triệu năm.[71] Hầu hết các cụm sao mở đã được phát hiện trong Sơn Án chỉ có thể quan sát rõ ràng từ các kính viễn vọng lớn.[72]

PKS 0637-752 là một chuẩn tinh xa Trái Đất có dịch chuyển đỏ là z = 0,651. Chuẩn tinh này là đối tượng quan sát đầu tiên của Kính thiên văn tia X Chandra (Chandra X-ray Observatory, CXO), một kính viễn vọng không gian của NASA. Những hình ảnh thu được cho thấy một luồng khí dài khoảng 330.000 năm ánh sáng. Chuẩn tinh PKS 0637-752 có thể được quan sát ở các bước sóng vô tuyến, quang (optical) và tia X.[73]

Ghi chú

[sửa | sửa mã nguồn]
  1. ^ 13 chòm sao mang hình ảnh các dụng cụ khoa học còn lại là Thời Chung, Tức Đồng, Điêu Cụ, Viên Quy, Thiên Lô, Hiển Vi Kính, Củ Xích, Nam Cực, Hội Giá, La Bàn, Võng Cổ, Ngọc Phu và Viễn Vọng Kính.[3]
  2. ^ Người quan sát trong khoảng từ 5°B đến 20°B có thể quan sát một phần chòm sao này (các sao của Sơn Án nằm trong phạm vi vài độ của đường chân trời không thể quan sát được).[10]
  3. ^ Infrared excess (tạm dịch là 'bức xạ hồng ngoại dư'): khi một ngôi sao phát xạ nhiều hồng ngoại hơn so với dự đoán khi giả sử ngôi sao đó là một nguồn phát xạ bức xạ vật đen, ngôi sao đó có một lượng bức xạ hồng ngoại dư. Thông qua lượng bức xạ dư này, các nhà thiên văn có thể suy đoán rằng ngôi sao đó được bao quanh bởi một lớp vỏ hoặc đĩa cấu tạo từ bụi.[19]
  4. ^ Projected separation (tạm dịch là 'khoảng cách dự kiến tối thiểu'): khoảng cách vật lý tối thiểu giữa hai thiên thể được xác định từ khoảng cách góc (angular separation) và khoảng cách ước tính giữa chúng.[22]
  5. ^ Roche lobe (tạm dịch là 'thùy Roche'): khu vực xung quanh một ngôi sao trong hệ sao đôi trong đó vật chất quay quanh ngôi sao đó bị ràng buộc bởi lực hấp dẫn.[39]
  6. ^ Contact binary (tạm dịch là 'sao đôi tiếp xúc'): một hệ sao đôi trong đó các sao thành viên trong hệ lấp đầy thùy Roche (Roche lobe)[e] của chúng.[40]
  7. ^ Cataclysmic variable star (tạm dịch là 'sao biến quang biến động lớn'): một hệ sao đôi gồm một sao lùn trắng có khả năng hút vật chất và bồi tụ khối lượng từ sao đồng hành. Các hệ sao này có thể gây ra tân tinh.[42]
  8. ^ Superhump (tạm dịch là 'siêu phong' (超峰)): sự thay đổi độ sáng định kỳ trong một hệ sao biến quang biến động lớn (cataclysmic variable star) với chu kỳ bằng khoảng vài phần trăm chu kỳ quỹ đạo của hệ.[44]

Chú thích

[sửa | sửa mã nguồn]
  1. ^ Ridpath, Ian. “Mensa: the Table Mountain”. Star Tales. Lưu trữ bản gốc ngày 30 tháng 11 năm 2023. Truy cập ngày 18 tháng 12 năm 2021.
  2. ^ a b Wagman 2003, tr. 207–08.
  3. ^ Wagman 2003, tr. 6–7.
  4. ^ Herschel, John (1844). “Farther Remarks on the Division of Southern Constellations”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 6 (5): 60–62. doi:10.1093/mnras/6.5.60a.
  5. ^ Plotner, Tammy (3 tháng 12 năm 2008). “Mensa”. Universe Today. Lưu trữ bản gốc ngày 15 tháng 3 năm 2024. Truy cập ngày 15 tháng 3 năm 2024.
  6. ^ a b “Table Mountain Myths and Legends”. CapeTownMagazine. Lưu trữ bản gốc ngày 13 tháng 3 năm 2024. Truy cập ngày 13 tháng 3 năm 2024.
  7. ^ Everett-Heath, John (2017). The Concise Dictionary of World Place Names. Oxford: OUP Oxford. ISBN 978-0192556462.
  8. ^ Compton, John S. (2004). The Rocks and Mountains of Cape Town. Double Storey Books. tr. 12. ISBN 978-1919930701.
  9. ^ Nas, Peter J. M.; Samuels, Annemarie (2013). Hyper City: The Symbols Side of Urbanism. Oxfordshire: Taylor & Francis. tr. 202. ISBN 978-1136221217.
  10. ^ a b c d Ridpath, Ian. “Constellations: Lacerta–Vulpecula”. Star Tales. Tự xuất bản. Lưu trữ bản gốc ngày 30 tháng 6 năm 2023. Truy cập ngày 4 tháng 3 năm 2016.
  11. ^ Russell, Henry Norris (1922). “The New International Symbols for the Constellations”. Popular Astronomy. 30: 469. Bibcode:1922PA.....30..469R.
  12. ^ “Mensa, Constellation Boundary”. The Constellations. International Astronomical Union. Truy cập ngày 4 tháng 3 năm 2016.
  13. ^ a b “LTT 2490 – High proper-motion star”. SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Truy cập ngày 11 tháng 9 năm 2010.
  14. ^ “Magnitude”. National Solar Observatory—Sacramento Peak. Bản gốc lưu trữ ngày 6 tháng 2 năm 2008. Truy cập ngày 23 tháng 8 năm 2006.
  15. ^ a b c Arnold, H.J.P; Doherty, Paul; Moore, Patrick (1999). The Photographic Atlas of the Stars. Boca Raton, Florida: CRC Press. tr. 57. ISBN 978-0750306546.
  16. ^ Bortle, John E. (tháng 2 năm 2001). “Introducing the Bortle Dark-Sky Scale” (PDF). Sky & Telescope. Sky Publishing Corporation. Lưu trữ (PDF) bản gốc ngày 2 tháng 12 năm 2023. Truy cập ngày 4 tháng 3 năm 2016.
  17. ^ a b c d e f g h i j Brown, A. G. A.; và đồng nghiệp (Gaia collaboration) (tháng 8 năm 2018). “Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties”. Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Enter the star name in the identifier box here, take reciprocal of parallax (in mas) and multiply by 3260 to get distance in light-years
  18. ^ Kaler, Jim. “Alpha Mensae”. Stars. University of Illinois. Truy cập ngày 22 tháng 10 năm 2018.
  19. ^ Ridpath 1997, tr. 234.
  20. ^ Eiroa, C.; Marshall, J.P.; Mora, A.; Montesinos, B.; Absil, O.; Augereau, J.Ch.; Bayo, A.; Bryden, G.; Danchi, W.; del Burgo, C.; Ertel, S.; Fridlund, M.; Heras, A.M.; Krivov, A.V.; Launhardt, R.; Liseau, R.; Löhne, T.; Maldonado, J.; Pilbratt, G.L.; Roberge, A.; Rodmann, J.; Sanz-Forcada, J.; Solano, E.; Stapelfeldt, K.; Thébault, P.; Wolf, S.; Ardila, D.; Arévalo, M.; Beichmann, C.; Faramaz, V.; González-García, B.M.; Gutiérrez, R.; Lebreton, J.; Martínez-Arnáiz, R.; Meeus, G.; Montes, D.; Olofsson, G.; Su, K.Y.L.; White, G.J.; Barrado, D.; Fukagawa, M.; Grün, E.; Kamp, I.; Lorente, R.; Morbidelli, A.; Müller, S.; Mutschke, H.; Nakagawa, T.; Ribas, I.; Walker, H. (2013). “DUst around NEarby Stars. The survey observational results”. Astronomy & Astrophysics. 555: A11. arXiv:1305.0155. Bibcode:2013A&A...555A..11E. doi:10.1051/0004-6361/201321050. S2CID 377244. Search for HIPPARCOS no. of the star: 29271
  21. ^ Sibthorpe, B.; Kennedy, G.M.; Wyatt, M.C.; Lestrade, J.-F.; Greaves, J.S.; Matthews, B.C.; Duchêne, G. (2018). “Analysis of the Herschel DEBRIS Sun-like star sample”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 475 (3): 3046–64. arXiv:1803.00072. Bibcode:2018MNRAS.475.3046S. doi:10.1093/mnras/stx3188. S2CID 46784568.
  22. ^ MacEvoy, Bruce; Tirion, Wil (2015), The Cambridge Double Star Atlas, Cambridge University Press, tr. 4, ISBN 978-1107534209.
  23. ^ Eggenberger, A.; và đồng nghiệp (2007). “The impact of stellar duplicity on planet occurrence and properties. I. Observational results of a VLT/NACO search for stellar companions to 130 nearby stars with and without planets”. Astronomy and Astrophysics. 474 (1): 273–91. Bibcode:2007A&A...474..273E. doi:10.1051/0004-6361:20077447.
  24. ^ “HD 43834B – Star”. SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Truy cập ngày 26 tháng 3 năm 2010. (details on the stellar properties of the companion star)
  25. ^ a b c Bagnall, Philip M. (2012). The Star Atlas Companion: What You Need to Know about the Constellations. New York: Springer. tr. 290. ISBN 978-1461408307.
  26. ^ a b Wittenmyer, Robert A.; Liu, Fan; Wang, Liang; và đồng nghiệp (2016). “The Pan-Pacific Planet Search. V. Fundamental Parameters for 164 Evolved Stars”. The Astronomical Journal. 152 (1): 15. arXiv:1605.00323. Bibcode:2016AJ....152...19W. doi:10.3847/0004-6256/152/1/19. S2CID 55991800. 19.
  27. ^ a b Gray, R. O.; và đồng nghiệp (tháng 7 năm 2006). “Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: spectroscopy of stars earlier than M0 within 40 pc-The Southern Sample”. The Astronomical Journal. 132 (1): 161–170. arXiv:astro-ph/0603770. Bibcode:2006AJ....132..161G. doi:10.1086/504637.
  28. ^ Luck, R. Earle (2015). “Abundances in the Local Region. I. G and K Giants”. The Astronomical Journal. 150 (3): 23. arXiv:1507.01466. Bibcode:2015AJ....150...88L. doi:10.1088/0004-6256/150/3/88. S2CID 118505114. 88.
  29. ^ Ishihara, Daisuke; Takeuchi, Nami; Kobayashi, Hiroshi; và đồng nghiệp (2017). “Faint warm debris disks around nearby bright stars explored by AKARI and IRSF”. Astronomy & Astrophysics. 601: 18. arXiv:1608.04480. Bibcode:2017A&A...601A..72I. doi:10.1051/0004-6361/201526215. S2CID 55234482. A72.
  30. ^ a b Kim, Sungsoo S.; Zuckerman, B.; Silverstone, Murray (2001). “Extent of Excess Far-Infrared Emission around Luminosity Class III Stars”. The Astrophysical Journal. 550 (2): 1000–06. arXiv:astro-ph/0012001. Bibcode:2001ApJ...550.1000K. doi:10.1086/319803. S2CID 118903790.
  31. ^ Belle, Gerard T. (2012). “Interferometric observations of rapidly rotating stars”. The Astronomy and Astrophysics Review. 20 (1): 51. arXiv:1204.2572. Bibcode:2012A&ARv..20...51V. doi:10.1007/s00159-012-0051-2. S2CID 119273474.
  32. ^ Ridpath 1997, tr. 138.
  33. ^ a b Andersen, J.; Clausen, J.V.; Nordstrom, B. (1987). “Absolute dimensions of eclipsing binaries. XII – TZ Mensae”. Astronomy and Astrophysics. 175 (1–2): 60–70. Bibcode:1987A&A...175...60A.
  34. ^ Graczyk, Dariusz; Konorski, Piotr; Pietrzyński, Grzegorz; và đồng nghiệp (2017). “The Surface Brightness-color Relations Based on Eclipsing Binary Stars: Toward Precision Better than 1% in Angular Diameter Predictions”. The Astrophysical Journal. 837 (1): 19. arXiv:1611.09976. Bibcode:2017ApJ...837....7G. doi:10.3847/1538-4357/aa5d56. S2CID 119004886. 7.
  35. ^ a b Andersen, J.; Clausen, J.V.; Magain, P. (1989). “Absolute dimensions of eclipsing binaries. XIV – UX Mensae”. Astronomy and Astrophysics. 211 (2): 346–52. Bibcode:1989A&A...211..346A.
  36. ^ a b Maceroni, C.; van't Veer, F. (1996). “The properties of W Ursae Majoris contact binaries: new results and old problems”. Astronomy and Astrophysics. 311: 523–31. Bibcode:1996A&A...311..523M.
  37. ^ Higl, J.; Weiss, A. (2017). “Testing stellar evolution models with detached eclipsing binaries”. Astronomy and Astrophysics. 608: A62. Bibcode:2017A&A...608A..62H. doi:10.1051/0004-6361/201731008.
  38. ^ Howell, Steve B.; Mason, Elena; Boyd, Patricia; Smith, Krista Lynne; Gelino, Dawn M. (2016). “Rapidly Rotating, X-Ray Bright Stars in the Kepler Field”. The Astrophysical Journal. 831 (1): 27. arXiv:1608.07828. Bibcode:2016ApJ...831...27H. doi:10.3847/0004-637X/831/1/27. S2CID 42256068.
  39. ^ Ridpath 1997, tr. 402.
  40. ^ Ridpath 1997, tr. 97.
  41. ^ Audard, Marc; Telleschi, Alessandra; Güdel, Manuel; Skinner, Stephen L.; Pallavicini, Roberto; Mitra-Kraev, Urmila (2004). “Some like it hot: the X-ray emission of the giant star YY Mensae”. Astrophys. J. 617 (1): 531–50. arXiv:astro-ph/0408345. Bibcode:2004ApJ...617..531A. doi:10.1086/424590. S2CID 5086347.
  42. ^ “Introduction to Cataclysmic Variables (CVs)”. NASA's Archive of Data on Energetic Phenomena. Truy cập ngày 9 tháng 3 năm 2024.
  43. ^ Gänsicke, B.T.; Koester, D. (1999). “SW Ursae Majoris, CU Velorum and AH Mensae: three more accreting white dwarfs unveiled?”. Astronomy and Astrophysics. 346: 151–57. Bibcode:1999A&A...346..151G.
  44. ^ Retter, A.; Naylor, T. (2000). “Thermal stability and nova cycles in permanent superhump systems”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 319 (2): 510–516. arXiv:astro-ph/0007113. Bibcode:2000MNRAS.319..510R. doi:10.1111/j.1365-8711.2000.03931.x.
  45. ^ Sion, Edward M.; Gänsicke, Boris T.; Long, Knox S.; Szkody, Paula; Knigge, Christian; Hubeny, Ivan; deMartino, Domitilla; Godon, Patrick (2008). “Hubble Space Telescope STIS Spectroscopy of Long-Period Dwarf Novae in Quiescence”. The Astrophysical Journal. 681 (1): 543–53. arXiv:0801.4703. Bibcode:2008ApJ...681..543S. doi:10.1086/586699. S2CID 6346887.
  46. ^ Samus, N.N.; Durlevich, O.V.; và đồng nghiệp (2009). “VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007–2013)”. VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S. 1. Bibcode:2009yCat....102025S.
  47. ^ AFOEV (2011). “BY Draconis variables”. Observatoire de Strasbourg. Truy cập ngày 13 tháng 5 năm 2017.
  48. ^ a b Messina, S; Desidera, S-; Turatto, M.; Lanzafame, A.C.; Guinan, E.F. (2010). “RACE-OC project: Rotation and variability of young stellar associations within 100 pc”. Astronomy and Astrophysics. 520: A15. arXiv:1004.1959. Bibcode:2010A&A...520A..15M. doi:10.1051/0004-6361/200913644. S2CID 118569400.
  49. ^ “Australia”. NameExoWorlds. Truy cập ngày 23 tháng 12 năm 2019.
  50. ^ a b Tinney, C.G.; Wittenmyer, Robert A.; Butler, R. Paul; Jones, Hugh R.A.; O'Toole, Simon J.; Bailey, Jeremy A.; Carter, Brad D.; Horner, J. (2011). “The Anglo-Australian Planet Search. XXI. A Gas-giant Planet in a One Year Orbit and the Habitability of Gas-giant Satellites” (PDF). The Astrophysical Journal. 732 (1): 31. Bibcode:2011ApJ...732...31T. doi:10.1088/0004-637x/732/1/31. S2CID 123011761. Bản gốc (PDF) lưu trữ ngày 21 tháng 7 năm 2018.
  51. ^ Brandão, I.M.; Dogan, G.; Christensen-Dalsgaard, J.; Cunha, M.S.; Bedding, T.R.; Metcalfe, T.S.; Kjeldsen, H.; Bruntt, H.; Arentoft, T. (2011). “The HARPS search for southern extra-solar planets XXXIV. Occurrence, mass distribution and orbital properties of super-Earths and Neptune-mass planets”. Astronomy and Astrophysics. arXiv:1109.2497. Bibcode:2011arXiv1109.2497M.
  52. ^ Vallenari, A.; và đồng nghiệp (Gaia collaboration) (2023). “Gaia Data Release 3. Summary of the content and survey properties”. Astronomy and Astrophysics. 674: A1. arXiv:2208.00211. Bibcode:2023A&A...674A...1G. doi:10.1051/0004-6361/202243940. S2CID 244398875. Gaia DR3 record for this source at VizieR.
  53. ^ Barnes, John R.; Haswell, Carole A.; Staab, Daniel; Anglada-Escudé, Guillem; Fossati, Luca; Doherty, James P. J.; Cooper, Joseph; Jenkins, James S.; Díaz, Matías R.; Soto, Maritza G.; Peña Rojas, Pablo A. (tháng 12 năm 2019). “An ablating 2.6-M🜨 planet in an eccentric binary from the Dispersed Matter Planet Project”. Nature Astronomy. 4 (4): 419–426. arXiv:1912.10793. doi:10.1038/s41550-019-0972-z. S2CID 209444780.
  54. ^ Stevenson, Adam T.; Haswell, Carole A.; và đồng nghiệp (tháng 5 năm 2023). “DMPP-3: confirmation of short-period S-type planet(s) in a compact eccentric binary star system, and warnings about long-period RV planet detections”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Oxford University Press (OUP). 523 (1): 189–207. arXiv:2305.06263. doi:10.1093/mnras/stad1441. ISSN 1365-2966.
  55. ^ a b “TOI-157 Overview”. NASA Exoplanet Archive. Truy cập ngày 24 tháng 2 năm 2024.
  56. ^ a b c d Nielsen, L. D.; và đồng nghiệp (2020), “Three short-period Jupiters from TESS: HIP 65Ab, TOI-157b, and TOI-169b”, Astronomy & Astrophysics, 639: A76, arXiv:2003.05932, Bibcode:2020A&A...639A..76N, doi:10.1051/0004-6361/202037941, ISSN 1432-0746
  57. ^ a b “TOI-163 Overview”. NASA Exoplanet Archive. Truy cập ngày 24 tháng 2 năm 2024.
  58. ^ a b Kossakowski, Diana; và đồng nghiệp (17 tháng 9 năm 2019), “TOI-150b and TOI-163b: two transiting hot Jupiters, one eccentric and one inflated, revealed by TESS near and at the edge of the JWST CVZ”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Oxford University Press, 490 (1): 1094–1110, arXiv:1906.09866, Bibcode:2019MNRAS.490.1094K, doi:10.1093/mnras/stz2433, ISSN 1365-2966
  59. ^ Jones, H.R.A.; Paul Butler, R.; Tinney, C.G.; và đồng nghiệp (2002). “A probable planetary companion to HD 39091 from Anglo-Australian Planet Search”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 333 (4): 871–75. arXiv:astro-ph/0112084. Bibcode:2002MNRAS.333..871J. doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05459.x. S2CID 7583247. (web Preprint)
  60. ^ Reffert, S.; Quirrenbach, A. (2011). “Mass constraints on substellar companion candidates from the re-reduced Hipparcos intermediate astrometric data: nine confirmed planets and two confirmed brown dwarfs”. Astronomy & Astrophysics. 527. id.A140. arXiv:1101.2227. Bibcode:2011A&A...527A.140R. doi:10.1051/0004-6361/201015861. S2CID 54986291.
  61. ^ Huang, Chelsea Xu; và đồng nghiệp (2018). “TESS Discovery of a Transiting Super-Earth in the π Mensae System”. The Astrophysical Journal Letters. 868 (2): L39. arXiv:1809.05967. Bibcode:2018ApJ...868L..39H. doi:10.3847/2041-8213/aaef91. PMC 6662726. PMID 31360431.
  62. ^ Kirkpatrick, J. Davy; và đồng nghiệp (2012). “Further Defining Spectral Type "Y" and Exploring the Low-mass End of the Field Brown Dwarf Mass Function”. The Astrophysical Journal. 753 (2). 156. arXiv:1205.2122. Bibcode:2012ApJ...753..156K. doi:10.1088/0004-637X/753/2/156. S2CID 119279752.
  63. ^ Leggett, S.K.; Tremblin, P.; Esplin, T.L.; Luhman, K.L.; Morley, Caroline V. (2017). “The Y-type Brown Dwarfs: Estimates of Mass and Age from New Astrometry, Homogenized Photometry, and Near-infrared Spectroscopy”. The Astrophysical Journal. 842 (2). 118. arXiv:1704.03573. Bibcode:2017ApJ...842..118L. doi:10.3847/1538-4357/aa6fb5. S2CID 119249195.
  64. ^ “Discs and Bulges”. www.spacetelescope.org. Truy cập ngày 16 tháng 12 năm 2019.
  65. ^ Tirion, Wil; Rappaport, Barry; Remaklus, Will (2012). Uranometria 2000.0 . Willmann-Bell. Chart 212. ISBN 978-0943396972.
  66. ^ Pietrzyński, G; Graczyk, D.; Gieren, W.; và đồng nghiệp (2013). “An eclipsing-binary distance to the Large Magellanic Cloud accurate to two per cent”. Nature. 495 (7439): 76–79. arXiv:1303.2063. Bibcode:2013Natur.495...76P. doi:10.1038/nature11878. PMID 23467166. S2CID 4417699.
  67. ^ Milone, Luis A. (1990). “Identification charts for southern R Coronae Borealis-stars”. Astrophysics and Space Science. 172 (2): 263–271. Bibcode:1990Ap&SS.172..263M. doi:10.1007/BF00643318. S2CID 118353230.
  68. ^ Kastner, J.H.; Buchanan, C.L.; Sargent, B.; Forrest, W.J. (2006). “SpitzerSpectroscopy of Dusty Disks around B\e] Hypergiants in the Large Magellanic Cloud”. The Astrophysical Journal. 638 (1): L29. Bibcode:2006ApJ...638L..29K. doi:10.1086/500804. S2CID 121769413.
  69. ^ Mehner, A.; Baade, D.; Groh, J.H.; Rivinius, T.; Hambsch, F.-J.; Bartlett, E.S.; Asmus, D.; Agliozzo, C.; Szeifert, T.; Stahl, O. (2017). “Spectroscopic and photometric oscillatory envelope variability during the S Doradus outburst of the luminous blue variable R71”. Astronomy and Astrophysics. 608: A124. arXiv:1709.00160. Bibcode:2017A&A...608A.124M. doi:10.1051/0004-6361/201731829. S2CID 54585370.
  70. ^ Zinnecker, H.; Ferraro, F.; Fusi Pecci, F.; Renzini, Alvio; Buonanno, R.; Corsi, C.E.; Turndrup, D.M. (28 tháng 2 năm 1991). “Infrared Imaging of Intermediate Age LMC/SMC Clusters”. Trong Haynes, Raymond; Milne, Douglas (biên tập). The Magellanic Clouds: Proceedings of the 148th Symposium of the International Astronomical Union, held in Sydney, Australia, July 9–13, 1990. New York: Springer Science & Business Media. tr. 228–30. ISBN 978-0792311102.
  71. ^ Ahumada, Andrea V.; Vega, Luis R.; Clariá, Juan J.; và đồng nghiệp (2016). “Determination of Reddening and Age for Ten Large Magellanic Cloud Star Clusters from Integrated Spectroscopy”. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 128 (967): 094101. arXiv:1603.08840. Bibcode:2016PASP..128i4101A. doi:10.1088/1538-3873/128/967/094101. S2CID 118746946.
  72. ^ Inglis, Mike (2013). Observer's Guide to Star Clusters. New York: Springer Science & Business Media. tr. 148. ISBN 978-1461475675.
  73. ^ Schwartz, D.A.; Marshall, H.L.; Lovell, J.E.J.; và đồng nghiệp (2000). “Chandra Discovery of a 100 kiloparsec X-Ray Jet in PKS 0637-752”. The Astrophysical Journal. 540 (2): 69–72. arXiv:astro-ph/0005255. Bibcode:2000ApJ...540L..69S. doi:10.1086/312875. S2CID 17424140.

Nguồn sách

[sửa | sửa mã nguồn]

Liên kết ngoài

[sửa | sửa mã nguồn]
Wikimedia Commons có thêm hình ảnh và phương tiện truyền tải về Sơn Án.


Bài viết chọn lọc "Sơn Án" là một bài viết chọn lọc của Wikipedia tiếng Việt.
Mời bạn xem phiên bản đã được bình chọn vào ngày 16 tháng 4 năm 2024 và so sánh sự khác biệt với phiên bản hiện tại.
Lấy từ “https://vi.wikipedia.org/w/index.php?title=Sơn_Án&oldid=71721779”