Astronomie

Variable Arten von Sternen

Variable Arten von Sternen

Ich versuche, die Variablentypen von Sternen in der Hipparcos-Bibliothek zu entschlüsseln. Ich sehe, es gibt zum Beispiel eine Reihe von Sternen :-

EA/AR - Bedeutet das, dass der Stern sowohl ein variabler Stern vom Typ EA (Eclipsing Binary Star) als auch AR (Detached System of AR Lacertae) ist? z.B. HIP112009

Was ist der Unterschied zwischen EA (Delta Orionis) und EA: (Omicron Puppis) Sternchen? Was bedeutet der Doppelpunkt?

Bearbeitet - In Zeile 2575 von hip_va_1.dat hat die folgende Zeile den Variablentyp EA/AR, was bedeutet der Schrägstrich.

112009| |F5V |P|EA/AR | | 9.016| | 9,65 | -1.7| 2.96850 | -4.1|8501.4698|4|A| |W_Gru | 2.96850|2430132.15| 9.40|10.00|P|R

Was bedeutet das (+)-Zeichen in einem Variablentyp, z.B. SR+ZA (HIP36623)

Ich mag es wirklich zu verstehen, was die Bedeutung der +, / und : bedeutet


Mir scheint, dass Sie hauptsächlich nach Konventionen zur Namensgebung von Sternen fragen, was leider schwer zu meistern ist, da es viele Konventionen gibt. Was diesen Prozess erschwert, ist, dass die Konventionen, auf die Sie sich beziehen, überhaupt nicht von Hipparcos stammen. Wahrscheinlich sehen Sie die Namen dieser Stars, wie sie von einer anderen, populäreren Konvention genannt werden. Ich werde versuchen, die Dinge, die Sie aufgelistet haben, durchzugehen und zu beschreiben, wie diese Konventionen funktionieren.

Hipparcos-Namen

Ein Stern im Hipparcos-Katalog bekommt eine Nummer. Dieser Zahl ist HIP vorangestellt und Sie nennen ein gutes Beispiel für HÜFT 36623. Die Zahl selbst ist für den Stern mehr oder weniger bedeutungslos. Einige Kataloge geben Sternen basierend auf ihrem RA und/oder Dec Nummern, aber für den Hipparcos-Katalog ist die Nummer dieselbe wie im Hipparcos-Eingabekatalog (alle HIP-Sterne wurden für die Beobachtung vorab ausgewählt und in einem Eingabekatalog definiert). . Die Sterneinträge sind bis auf wenige Ausnahmen nach aufsteigender HIP-Nummer geordnet, die grundsätzlich unabhängig von der Deklination der Rektaszension des Objekts (Equinox J2000) folgt.

Auf dieser Seite finden Sie eine ziemlich gute Liste von Hipparcos-Variablenkonventionen.

Bayer-Konvention

Sie nennen auch die Namen Delta Orionis und Omicron Puppis. Diese Namen stammen aus der Bayer-Namenskonvention. Das allgemeine Schema für diese Konvention besteht darin, Sterne nach der Konstellation zu gruppieren, in der sie sich befinden. Dann ordnen Sie sie alle nach Helligkeit. Sie geben jedem Stern einen Namen, der einen griechischen Buchstaben und dann den lateinischen Namen der Konstellation enthält, in der er existiert. Der hellste Stern ist Alpha (entspricht A), der zweithellste Beta (entspricht B), dann Gamma (entspricht C) , und so weiter. Es gibt eine Konvention, was zu tun ist, wenn einem die griechischen Buchstaben ausgehen, aber ehrlich gesagt habe ich noch nie erlebt, dass jemand die Bayer-Konvention für solche Stars verwendet hat. Es wird im Allgemeinen nur für die hellsten Sterne in einer Konstellation verwendet.

Von den Beispielen, die Sie gegeben haben, ist Delta Orionis der vierthellste Stern im Sternbild Orion (da Delta der vierte Buchstabe im griechischen Alphabet ist). Für Omicron Puppis ist dies der 15. hellste Stern im Sternbild Puppis. In dieser Konvention wird der griechische Buchstabe manchmal als griechischer Buchstabe geschrieben und nicht buchstabiert, und gelegentlich wird der Sternbildname verkürzt. Für Ihre Beispiele werden sie also möglicherweise als $mathrm{delta}$ Ori und $mathrm{omicron}$ Pup geschrieben. Beachten Sie, dass griechische Kleinbuchstaben (zuerst) verwendet werden, keine Großbuchstaben.

Variable Sterntypbezeichnungen

Variable Sterne sind komplex und kommen in vielen verschiedenen Geschmacksrichtungen vor. Daher gibt es eine ganze Reihe verschiedener Namen und Schemata, die verwendet werden können, wenn man sich auf einen variablen Stern bezieht. Eine gute Referenzseite ist die International Variable Star Index-Seite. Sie können hier die meisten Ihrer Fragen beantworten, aber ich werde die Beschreibungen der nicht alphabetischen Zeichen veröffentlichen.

Ein Pipe-Zeichen ( $|$ ) zwischen zwei verschiedenen Typen bedeutet ein logisches ODER; die Klassifizierung ist unsicher und alle möglichen Typen sind angegeben. Ein Beispiel hierfür ist ELL|DSCT, wobei der Stern ein ellipsoides Binärsystem oder eine pulsierende Variable vom DSCT-Typ mit der halben gegebenen Periode sein kann.

Ein Pluszeichen ( $+$ ) bedeutet ein logisches UND; zwei verschiedene Variabilitätstypen werden in demselben Stern oder System gesehen. Ein Beispiel hierfür wäre ELL+DSCT, wobei eine der Komponenten eines ellipsoiden Binärsystems eine pulsierende Variable vom DSCT-Typ ist.

Ein Schrägstrich ( $/$ ) weist auf einen Untertyp hin. Bei binären Systemen (Verfinsterungs-, Ellipsoid- oder Reflexionsvariablen) dient es zur Beschreibung entweder der physikalischen Eigenschaften des Systems (E/PN oder EA/RS), der Leuchtkraftklasse der Komponenten (EA/DM) oder describe den Füllungsgrad ihrer inneren Roche-Lappen (EA/SD). Dies ist das GCVS-Klassifizierungssystem. In katastrophalen Variablen werden Schrägstriche verwendet, um einige Eigenschaften des Systems anzugeben, wie den Polarisationsgrad (NA/DQ) oder die Art ihrer Komponenten (UG/IBWD).

Diese Seite gibt nicht speziell die Bedeutung des Dickdarms an, aber Untersuchungen an anderer Stelle zeigen, dass der Dickdarm verwendet wird, um "auf die unsichere Natur der Klassifizierung hinzuweisen". Es scheint mir, dass innerhalb der Bezeichnungen von variablen Sternen und insbesondere im Allgemeinen Katalog der variablen Sterne ein überall verwendeter Doppelpunkt (nicht nur bei der Bezeichnung des variablen Typs) Unsicherheit impliziert.


Variabler Stern

Unsere Redakteure prüfen, was Sie eingereicht haben, und entscheiden, ob der Artikel überarbeitet werden soll.

Variabler Stern, jeder Stern, dessen beobachtetes Licht merklich in der Intensität variiert. Die Helligkeitsänderungen können periodisch, halbregelmäßig oder völlig unregelmäßig sein.

Es folgt eine kurze Behandlung veränderlicher Sterne. Für eine vollständige Behandlung, sehen Stern: Variable Sterne.

Variable Sterne können je nach Ursprung und Art ihrer Variabilität in drei große Typen eingeteilt werden: (1) verdunkelnd, (2) pulsierend und (3) explosiv.

In einer verfinsterten Variable blockiert ein Mitglied eines Doppel- oder Doppelsternsystems teilweise das Licht seines Begleiters, wenn es vor diesem vorbeizieht, wie von der Erde aus beobachtet. Jedes Mal, wenn dies geschieht, schwankt die Helligkeit des gesamten Systems. Eine solche verdunkelnde Variable wird vielleicht am besten durch den Doppelstern Algol veranschaulicht, dessen Name „blinkender Dämon“ bedeutet.

Im Gegensatz zu verdunkelnden Doppelsternen sind die anderen beiden Arten von veränderlichen Sternen intrinsisch variabel – das heißt, ihre eigene Strahlungsenergie schwankt mit der Zeit. Die pulsierenden Größen dehnen sich zyklisch aus und ziehen sich zusammen, wodurch sie rhythmisch in Helligkeit und Größe pulsieren. Die Cepheiden- und RR-Lyrae-Sterne sind typische Beispiele für solche Variablen. Zu den explosiven (oder eruptiven) Variablen gehören Novas, Supernovas und ähnliche Sterne, die plötzliche Ausbrüche von Strahlungsenergie erfahren, die zu einer schnellen Aufhellung führen. Dieser Helligkeitsanstieg hält nur kurz an, gefolgt von einem relativ langsamen Dimmen.

Neben diesen drei Hauptklassen gibt es auch mehrere verschiedene Variablen: R Coronae Borealis-Sterne, T Tauri-Sterne, Flare-Sterne, Pulsare (Neutronensterne), Spektrum- und magnetische Variablen, Röntgen-variable Sterne und radio-variable Sterne. Zehntausende veränderlicher Sterne sind bekannt.

Dieser Artikel wurde zuletzt von Chelsey Parrott-Sheffer, Research Editor, überarbeitet und aktualisiert.


Kataklysmische Variablen

Kataklysmische Variablen (CVs) sind Doppelsternsysteme, die einen Weißen Zwerg und einen normalen Sternbegleiter haben. Sie sind typischerweise klein &ndash das gesamte Doppelsternsystem hat normalerweise die Größe des Erde-Mond-System &ndash mit einer Umlaufzeit von 1 bis 10 Stunden. Der Weiße Zwerg wird oft als „primärer“ Stern bezeichnet und der normale Stern als „Begleiter“ oder „sekundärer“ Stern. Der Begleitstern, ein Stern, der "normal" ist, wie unsere Sonne, verliert durch Akkretion Material an den Weißen Zwerg. Da der Weiße Zwerg sehr dicht ist, ist die potentielle Gravitationsenergie enorm und ein Teil davon wird während des Akkretionsprozesses in Röntgenstrahlung umgewandelt. Es gibt wahrscheinlich mehr als eine Million dieser katastrophalen Variablen in der Galaxie, aber nur diejenigen in der Nähe unserer Sonne (mehrere Hundert) wurden bisher in Röntgenstrahlen untersucht. Dies liegt daran, dass CVs in Röntgenstrahlen ziemlich schwach sind, sie liegen knapp über den koronalen Röntgenquellen und weit unter den Röntgenstrahlen in Bezug auf die Stärke ihrer Röntgenstrahlung.

Ein Diagramm einer katastrophalen Variablen, das den normalen Stern zeigt,
die Akkretionsscheibe und der Weiße Zwerg. Der Hotspot ist
wo Materie des normalen Sterns auf die Akkretionsscheibe trifft.

Klassische Novae und Zwergnovae


500-Tageslichtkurve der Zwergnova SS Aur.

Ausbrüche von Zwergnovae resultieren aus einer vorübergehenden Erhöhung der Akkretionsrate auf den Weißen Zwerg, verursacht durch das zusätzliche Material, das an die Oberfläche angelagert wird. Dieses Material muss einen heftigen Übergangsbereich durchlaufen, der als "Grenzschicht" bezeichnet wird und knapp über der Oberfläche des Weißen Zwergs liegt. Ausbrüche von Zwergnovae haben eine kleinere Amplitude und eine höhere Frequenz als klassische Novae. Der veränderliche Stern U Geminorum oder "U Gem" ist der Prototyp von Zwergnovae. Die Helligkeit im sichtbaren Licht von U Gem nimmt alle 120 Tage oder so um das Hundertfache zu und kehrt nach ein oder zwei Wochen auf das ursprüngliche Niveau zurück.

Optische Astronomen haben auch "rekurrente Novae" erkannt, bei denen es sich um eruptive Verhaltensweisen handelt, die zwischen den Definitionen klassischer und Zwergnovae liegen, und "nova-ähnliche Systeme", bei denen es sich um Sterne handelt, die ähnliche Spektren wie andere Arten von CVs im visuellen Licht aufweisen. aber nicht ausbrechen gesehen worden.

Röntgenemission von Lebensläufen

Ein Diagramm des Begleiters
und Akkretionsscheibe eines magnetischen CV.

Es stellt sich jedoch heraus, dass die meisten der stark Röntgenstrahlen emittierenden CVs eine magnetische Primäre Weißer Zwerg haben (einige haben bekanntlich ein Magnetfeld, das mehr als hundert Millionen Mal stärker ist als das der Erde). Da das Akkretionsmaterial ionisiert ist, kann dieses Magnetfeld den Fluss steuern. Die Akkretionsgeometrie ist in diesen magnetischen CVs sehr unterschiedlich. Akkretionsscheiben sind abgeschnitten oder fehlen, daher sind "Säule" und "Vorhang" zwei Wörter, die verwendet werden, um die Geometrie in der Nähe der Oberfläche zu beschreiben. In diesen Fällen ist die Akkretion entlang der magnetischen Feldlinien eher vertikal, was zu einem stärkeren Stoß und einer stärkeren Röntgenstrahlung führt, als wenn die Akkretion über eine Scheibe erfolgt. Magnetische CVs wurden in den letzten 30 Jahren hauptsächlich durch ihre Röntgenstrahlung entdeckt.

In einigen Fällen kann die Kernfusion anstelle der Akkretion die dominierende Energiequelle in einem CV werden. Der Fall des klassischen Nova-Ausbruchs wurde oben erwähnt. Darüber hinaus haben Röntgenastronomen eine Klasse von Objekten entdeckt, die als "super-weiche Quellen" (oder SSS) bezeichnet werden: Der Name leitet sich vom Röntgenspektrum dieser Systeme ab, das von weichen (niedrigeren Energie) Röntgenstrahlen dominiert wird. Strahlenphotonen, typischerweise unter 0,5 keV. Detaillierte Untersuchungen der Spektren dieser SSS haben gezeigt, dass sie die Charakteristik von Röntgenstrahlen aus dem heißen (T

200.000 - 800.000 K), hohe Schwerkraft (g

1.000.000 m/s/s) Oberfläche eines Sterns. Solch eine hohe Gravitation impliziert einen Weißen Zwerg, der massereicher ist als unsere Sonne, was seine eigenen Auswirkungen hat.

Weiße Zwerg-Supernovae

Obwohl einige Materie während einer Nova ausgestoßen wird, kann einiges auch zurückgehalten werden, so dass der Akkretions- / Nova-Zyklus immer noch eine Zunahme der Masse des Zwergs ermöglichen kann. Dieser Massengewinn könnte schließlich dazu führen, dass der Zwerg die Chandrasekhar-Grenze von 1,4 Sonnenmassen erreicht. Wenn er sich dieser Grenze nähert, baut sich Druck auf und die Innentemperatur steigt genug an, damit die Kohlenstofffusion beginnen kann. Die Mehrheit der Weißen Zwerge besteht hauptsächlich aus Kohlenstoff, und wenn diese Fusion stattfindet, wird der gesamte Kohlenstoff sofort fusioniert. Das Ergebnis ist eine Supernova des Weißen Zwergs.


Variablen: Was sind sie und warum werden sie beobachtet?

Variable Sterne sind Sterne, die ihre Helligkeit ändern. Die Helligkeitsänderungen dieser Sterne können je nach Art des veränderlichen Sterns von einer Tausendstel-Größenordnung bis zu zwanzig Größenordnungen über Zeiträume von Sekundenbruchteilen bis hin zu Jahren reichen. Über 150.000 veränderliche Sterne sind bekannt und katalogisiert, und viele tausend weitere stehen im Verdacht, veränderlich zu sein.

Es gibt eine Reihe von Gründen, warum veränderliche Sterne ihre Helligkeit ändern. Pulsierende Größen schwellen und schrumpfen beispielsweise aufgrund von Schnittgrößen. Ein verdunkelndes Doppelsternbild wird dunkler, wenn es von einem schwachen Begleiter verdunkelt wird, und wird dann heller, wenn der verdeckende Stern aus dem Weg geht. Einige veränderliche Sterne sind tatsächlich extrem enge Sternpaare, die Masse austauschen, während ein Stern die Atmosphäre vom anderen trennt.

Die unterschiedlichen Ursachen der Lichtvariation in veränderlichen Sternen geben den Anstoß, die Sterne in verschiedene Kategorien einzuteilen. Variable Sterne werden entweder als intrinsisch klassifiziert, wobei die Variabilität durch physikalische Veränderungen wie Pulsation oder Eruption im Stern- oder Sternsystem verursacht wird, oder als extrinsisch, wobei die Variabilität durch die Sonnenfinsternis eines Sterns durch einen anderen, den Transit eines extrasolaren Planeten, oder durch die Auswirkungen der Sternrotation.

Warum veränderliche Sterne beobachten?

Die Wissenschaft der Astronomie mit veränderlichen Sternen lehrt uns einen wichtigen Teil des Universums – die Sterne. Sterne sind die Hauptmotoren der kosmischen Evolution, insbesondere bei der Erschaffung von Elementen, die schwerer als Wasserstoff und Helium sind, aus denen sie bestehen uns und die Welt, in der wir leben. Außerdem sind Sterne und ihre Planetensysteme die einzigen wahrscheinlichen Orte, an denen wir Leben im Universum finden werden, indem wir Sterne (einschließlich unserer eigenen Sonne) studieren, und wir lernen auch mögliche Aufenthaltsorte für Leben kennen. Forschung zu variable Sterne ist wichtig, weil es Informationen über stellare Eigenschaften wie Masse, Radius, Leuchtkraft, Temperatur, innere und äußere Struktur, Zusammensetzung und Entwicklung liefert. Einige dieser Informationen wären auf andere Weise schwer oder unmöglich zu erhalten. In vielen Fällen ist es die Art der Variabilität, die die Anhaltspunkte für die Antworten liefert. Diese Informationen können dann verwendet werden, um andere Sterne zu verstehen.

Veränderliche Sterne müssen über Jahrzehnte systematisch beobachtet werden, um ihr Langzeitverhalten zu bestimmen. Professionelle Astronomen haben weder die verfügbare Zeit noch den uneingeschränkten Zugang zum Teleskop, um Daten über die Helligkeitsänderungen von Tausenden von veränderlichen Sternen zu sammeln. Somit sind es Amateurastronomen, die visuelle, fotografische, photoelektrische und CCD-Techniken verwenden, die einen echten und äußerst nützlichen Beitrag zur Wissenschaft leisten, indem sie veränderliche Sterne beobachten und ihre Beobachtungen an die AAVSO International Database übermitteln. Diese wichtigen Daten werden benötigt, um das Verhalten veränderlicher Sterne zu analysieren, Satellitenbeobachtungen bestimmter Sterne zu planen, Daten aus Satelliten- und bodengestützten Beobachtungen zu korrelieren und computergestützte theoretische Modelle veränderlicher Sterne zu ermöglichen.

Variable Sterne spielen eine entscheidende Rolle für unser Verständnis des Universums. Cepheiden-Variablen haben eine wichtige Rolle bei der Bestimmung der Entfernungen zu weit entfernten Galaxien und der Bestimmung des Alters des Universums gespielt. Mira-Variablen geben uns einen Einblick in die zukünftige Entwicklung unseres eigenen Sterns, der Sonne. Akkretionsscheiben in kataklysmischen Variablen helfen uns, das Verhalten von Scheiben in größerem Maßstab zu verstehen, wie die Aktivität in aktiven Galaxien mit supermassereichen Schwarzen Löchern. Supernovae haben uns zu der überraschenden Erkenntnis geführt, dass sich die Expansion des Universums beschleunigt. Auch die Suche nach außerirdischem Leben wird von veränderlichen Sternen beleuchtet. Transitierende extrasolare Planeten geben Hinweise auf die Prozesse der Planetenentstehung, und der Stoff, aus dem das Leben, wie wir es kennen, besteht, stammt aus den Herzen von Sternen, die in den letzten Stadien ihrer Evolution explodieren.


Arten von Variablen Sterne

Ich fand diesen Artikel mit dem Titel “Types of Various Stars: Cepheid, Pulsating, and Cataclysmic”. Ein veränderlicher Stern ist ganz einfach, es ist ein Stern, der die Helligkeit ändert. Ein Stern gilt als variabel, wenn seine scheinbare Helligkeit oder Helligkeit aus unserer Perspektive auf der Erde in irgendeiner Weise verändert wird. Diese Veränderungen können über Jahre oder nur Bruchteile einer Sekunde erfolgen und von einer Tausendstel- bis zwanzig Größenordnungen reichen. Der erste moderne identifizierte variable Stern war Omicron Ceti, der später in Mira umbenannt wurde. Es wurde 1596 von David Fabricius als Nova beschrieben. Es gibt eine Reihe von Gründen für die Variabilität. Dazu gehören Änderungen in der Leuchtkraft der Sterne oder der Sternmasse und beobachtete in der Lichtmenge, die die Erde erreicht. Pulsierende Variablen schwellen an und schrumpfen. Die Sonnenfinsternis wird dunkler, wenn sich ein Begleitstern nach vorne bewegt, und hellt sich dann auf, wenn sich der bedeckende Stern entfernt. Einige identifizierte veränderliche Sterne haben tatsächlich zwei sehr nahe Sterne, die Masse austauschen, wenn einer die Atmosphäre vom anderen nimmt. Cepheid Variable war ein sehr leuchtender Stern, 500 bis 300.000 Mal größer als die Sonne, mit kurzen Änderungsperioden von einem bis hundert Tagen. Sie sind pulsierende Größen, die sich innerhalb kurzer Zeit nach einem bestimmten Muster dramatisch ausdehnen und schrumpfen. Astronomen können Entfernungsmessungen zu einem Cepheiden durchführen, indem sie die Variabilität seiner Leuchtkraft messen, was sie für die Wissenschaft sehr wertvoll macht.

Das achte konzeptionelle Ziel ist, dass ich erklären kann, wie Astronomen die Leuchtkraft, Temperatur, Größe und Masse bestimmen. Schauen wir uns zuerst an, wie die Temperatur gemessen wird. In der Astronomie wird Tempura nicht in Celsius oder Fahrenheit gemessen, sondern in Kelvin. Und mit diesem Messsystem können wir die Farbe vom heißesten bis zum kühlsten sowie von kurz bis lang messen. Die kürzeste Wellenlänge hat eine bläuliche Farbe, während eine rote Wellenlänge länger aussieht. Wir haben mehr darüber in unseren Lehrbüchern speziell auf den Seiten 59 bis 62 erfahren. Es begann mit der Verwendung von Lesegraphen. Diese Diagramme haben unterschiedliche Achsen, die die Energieabgabe anzeigen. Die Energieabgabe ist mit der Farbe des Sterns gekennzeichnet. Der nächste Abschnitt, den wir in unseren Lehrbüchern für Vorlesungen bearbeitet haben, war über Schwarzkörperkurven. Was uns auf einer Grafik zeigte, wie man liest, welcher Stern mehr rotes oder blaues Licht abgibt. Es zeigte auch die Verwendung der Wellenlänge. Zusammen mit, wie sie beide gleichzeitig ihren Höhepunkt erreichen können, aber zwei unterschiedliche Temperaturen und Wellenlängen haben können.

Im Artikel fand ich Farbstoffe zum konzeptionellen Ziel, durch die Messungen. Der Artikel erklärt, wie verschiedene Sterne unterschiedliche Leuchtkraft und Masse haben. Wir haben dies im Unterricht gelernt und wie astronomische Dinge messen und in einer Grafik darstellen. Außerdem gibt es nur wenige Möglichkeiten, die Leuchtkraft zu messen, und zwar anhand von Temperaturen und der Farbe des Sterns. Dieser Artikel war sehr sinnvoll, da ich diese Dinge im Unterricht und auch in der Vorlesung gelernt habe.


Was ist ein gutes Teleskop für Variable Stars?

Visuelle Messungen von Variablen können mit einem Fernglas durchgeführt werden, alles hängt davon ab, welche Art von Variablen Sie visuell beobachten möchten. Die Aufnahme von Variablen kann mit einer DSLR und einem Stativ erfolgen. Auch hier hängt alles davon ab, welche Art von Variable Sie studieren möchten. Um in die Bildgebung einzusteigen, schauen Sie sich an

Um in Visual einzusteigen, laden Sie das visuelle Handbuch von AAVSO herunter.

Wenn Sie CCD-Bildgebung und -Messung betrachten, befinden Sie sich in einem anderen Beobachtungskreis. Zum Beispiel mache ich meine variable Arbeit mit einem Meade 8" Schmidt-Newtonian auf einem Losmandy G-11 mit einem SBIG 402ME mit BVI-Filterrad. Gesamtinvestition über 3K, da ich alle gebraucht gekauft habe. Mindestens benötigt man eine Mono-CCD-Kamera und einen V-Filter sowie eine ordentliche Halterung. Mit dieser Art von Rig kann fast jedes Zielfernrohr nützliche Daten sammeln, einschließlich Teleobjektive.

#3 vsteblina

Die standardmäßige abfällige Antwort ist die, die Sie verwenden werden. Es gibt genügend Variablen, um jeden Bereich und alle Beobachtungsbedingungen zu erfüllen.

Meine Empfehlung ist jedoch eine mit guten digitalen Einstellungskreisen. Ich fand es interessanter, Beobachtungen zu machen, als Sterne auf das variable Feld zu hoffen. Es spielt keine Rolle, ob es Push-to oder Go-to ist.

Mein persönliches Lieblingszielfernrohr ist ein 12,5 f5 mit digitalen Einstellkreisen. Ich kann ohne Leiter sehen und der Bereich ist groß genug, um die interessanteren Variablen unter mäßig leicht verschmutztem Himmel zu zeigen.

#4 MG1962

#5 Ed Wiley

Ich stimme zu, dass entweder Push-to oder Go-to ein großer Vorteil ist, sowohl in städtischen Umgebungen (etwas finden) als auch in dunklen Umgebungen (mehr Ziele / Zeit). Ich stimme auch anderen zu, dass fast jedes Zielfernrohr, das Sie kaufen, für visuelle Schätzungen gut ist. Und Sie brauchen kein Tracking, wenn Sie visuelle Messungen durchführen. Übrigens, viele Variablen sind für CCDs maximal zu hell, was ein Grund dafür ist, dass visuelle Beobachtungen wichtig und wertvoll sind.

#6 brianb11213

fast jedes Zielfernrohr, das Sie kaufen, ist für visuelle Schätzungen gut.

Stimmen Sie zu, aber achten Sie auf Vignettierungsprobleme mit "optimalen" Diagonalen in vielen Newtons (Sie benötigen einen größeren Sekundärspiegel als einen Standard-Sekundärspiegel, um eine vollständige Ausleuchtung über ein nützliches Feld zu erhalten) und für visuelle Arbeiten alles mit einem Öffnungsverhältnis schneller als etwa f/6, weil der Off-Axis-Performance selbst der besten Okulare, was Vergleiche schwierig macht. (Nicht unmöglich, aber warum das Leben schwerer machen, als es sein muss?)

Wenn Sie an der visuellen Beobachtung schwacher Variablen (Zwergnovae, BL LAc-Objekte usw.) interessiert sind, benötigen Sie Öffnung Und realistischerweise ist das beste Zielfernrohr für Sie das größte, das Sie bewältigen können, es sei denn, Sie haben das Geld, um ein richtiges Observatorium zu bauen. Als ich meinen vor drei oder vier Jahren bekam, stellte ich fest, dass der CPC 1100 eine gute Wahl für mich war, aber aufgrund neuer gesundheitlicher Probleme kommt er nicht so oft heraus, wie ich ihn verwenden möchte. Ein 12" - 14" Newton auf einer computergestützten Tracking-Montierung oder zumindest mit digitalen Einstellkreisen wäre genauso gut, vorausgesetzt, Sie können die Oberseite des Tubus richtig einhüllen (Licht, das in das "Tube" -Ende des Okularauszugstubus eindringt zerstören Sie den effektiven Lichtgriff, es sei denn, Sie haben einen mondlosen, pechschwarzen Beobachtungsplatz).

Hochwertige Triplet-Apo- oder ED-Dublett-Refraktoren mit Öffnungsverhältnissen um f/7 sind in vielerlei Hinsicht ideal, aber wenn Ihre Taschen nicht wirklich sehr tief sind, führt die relativ kleine Blende zu einer stark eingeschränkten Lichterfassung.

Für CCD-Arbeiten gibt es eine Menge nützlicher Arbeiten an den helleren Variablen - oft wegen des geringen Bereichs für visuelle Arbeiten ungeeignet - dies erfordert wahrscheinlich nicht viel mehr als ein "Standard" -Objektiv, das ich als notwendig erachtete Neutraldichtefilter, um gute Messungen von Epsilon Aurigae mit einem 50-mm-Brennweitenobjektiv (mit f/2) an einer DSLR zu erhalten, mit Belichtungen, die kurz genug sind, dass ein motorisierter Antrieb nicht erforderlich war. (5 Sek.)

#7 nytecam

Was würde ein erstaunliches Teleskop für die Beobachtung variabler Sterne ausmachen? Auch eine für die Astrofotografie veränderlicher Sterne und eine für beide? Ich bin mehr daran interessiert, veränderliche Sterne / Novae / Kometen / Asteroiden zu sehen / abzubilden als alles andere. Vielen Dank. Ich habe vergessen zu erwähnen, dass ich ein Budget von sagen wir dem Preis eines SCT 11" habe.

#8 BrooksObs

Ich kann nicht sagen, wie viele der vorstehenden Poster systematisch ernsthafte Beobachter veränderlicher Sterne sind. Aber ich bin und bin seit rund fünf Jahrzehnten bei der AAVSO. Lassen Sie mich Ihnen also meine Gedanken darlegen, die auf tatsächlichen Erfahrungen und persönlichen Beobachtungen bei der Beantwortung Ihrer Frage basieren.

Visuelle und bildgebende VSO sind zwei deutlich unterschiedliche Bereiche. Obwohl sie im Allgemeinen einige Gemeinsamkeiten haben, neigen sie dazu, sich auf ziemlich unterschiedliche Arten von "Beobachtern" zu stützen. Es gibt diejenigen, die es genießen, tatsächlich den Himmel zu sehen, und andere, die eher zu einer Art Techniker neigen.

Aus visueller Sicht wäre mein Rat bezüglich eines geeigneten Zielfernrohrs, ein bescheidenes Instrument mit großer Blende zu bekommen, das sehr einfach einzurichten und bedienungsfreundlich und bequem zu bedienen ist (insbesondere keine Trittleitern).

Im Laufe der Jahre habe ich Instrumente eingesetzt, die von großen Ferngläsern bis hin zu einem 20"-Reflektor reichen, und habe festgestellt, dass die effizientesten VSO-Zielfernrohre in der Regel 10"-14"-Dobs sind. Wenn Sie den Himmel gut kennen (wie ALLE Amateure vor dem Aufkommen von GoTo) kann man sich schnell und einfach über den Himmel bewegen und dabei bis zu 45-50 Variablen pro Stunde sehr genau abdecken und viele der visuell interessantesten Variablen liegen auch im Bereich solcher Blenden.

Kleinere Zielfernrohre schränken die Auswahl der wirklich interessanten und lohnenswerten Stars ein. Andererseits sind die meisten wirklich großen Instrumente normalerweise zu sperrig und zu langsam im Betrieb, um irgendwelche Vorteile zu bieten. Darüber hinaus ist, wenn möglich, sowohl bei visuellen als auch bei CCD-Arbeiten ein fester Standort mit nur einer einfachen Unterbringung des Instruments in relativer Nähe zu Ihrem Wohnort ein enormer Vorteil bei der Instrumentennutzung.

Die CCD-Bildgebung hat eine lange, steile Lernkurve, die es zu meistern gilt, und ein voll ausgestatteter und zuverlässiger Betrieb, der wertvolle, publikationsfähige Ergebnisse liefert, kostet mindestens den gleichen Preis wie der Kauf eines 14"-16"-Celetrons der Spitzenklasse, vielleicht mehr . Ein guter Hintergrund in der Elektronik schadet auch hier nicht.

Überlegen Sie sich abschließend genau, in welche Richtung Sie gehen möchten, oder beginnen Sie zumindest. Wenn sie gut gemacht sind, ist jeder Ansatz sehr lohnend und wertvoll, aber ein halbherziger Ansatz führt wahrscheinlich nur zu Enttäuschungen und Frust.

#9 brianb11213

Im Laufe der Jahre, in denen Instrumente verwendet wurden, die von großen Ferngläsern bis hin zu einem 20-Zoll-Reflektor reichen, habe ich festgestellt, dass die effizientesten VSO-Zielfernrohre in der Regel 10 Zoll bis 14 Zoll Dobs sind. Wenn Sie den Himmel gut kennen (wie es ALLE Amateure vor dem Aufkommen von GoTo getan haben), kann man sich schnell und einfach um den Himmel bewegen und dabei bis zu 45-50 Variablen pro Stunde sehr genau abdecken.

Ich widerspreche der Meinung hier nicht, aber ich möchte respektvoll darauf hinweisen, dass ein Tracking-Laufwerk die effektive Lichterfassung jedes Zielfernrohrs effektiv erweitert, teilweise indem es eine höhere Vergrößerung ermöglicht, um diffuses Himmelslicht zu verteilen, und teilweise indem es die Verwendung erleichtert indirektes Sehen, um sehr schwache Sterne zu beobachten, die nur zeitweise sichtbar sind. Dieser Effekt liegt wahrscheinlich in der Größenordnung einer ganzen Größenordnung, was einer Öffnungserhöhung von mindestens 50 % entspricht. Vielleicht sogar noch mehr bei hellem Zwielicht / Mondlicht oder bei der Art von halbstädtischer Lichtverschmutzung, die viele von uns heutzutage ertragen müssen.

Die meisten kommerziellen Dobs im Bereich von 10'' - 14'' haben eine unzureichende Abschirmung gegen Licht, das in das offene Ende des Okularauszuges eindringt, und ein Öffnungsverhältnis, das IMHO unangenehm schnell ist. Und die Designer machen oft eine "Tugend" darin, die Größe des Diagonalspiegels einzuschränken. Zentrale Hindernisse sind für die VS-Arbeit nicht relevant, aber eine ungleichmäßige Ausleuchtung des Feldes kann es mit Sicherheit sein.

#10 Procyon

Visuelle Messungen von Variablen können mit einem Fernglas durchgeführt werden, alles hängt davon ab, welche Art von Variablen Sie visuell beobachten möchten. Die Aufnahme von Variablen kann mit einer DSLR und einem Stativ erfolgen. Auch hier hängt alles davon ab, welche Art von Variable Sie studieren möchten. Um in die Bildgebung einzusteigen, schauen Sie sich an

Um in Visual einzusteigen, laden Sie das visuelle Handbuch von AAVSO herunter.

Wenn Sie CCD-Bildgebung und -Messung betrachten, befinden Sie sich in einem anderen Beobachtungskreis. Zum Beispiel mache ich meine variable Arbeit mit einem Meade 8" Schmidt-Newtonian auf einem Losmandy G-11 mit einem SBIG 402ME mit BVI-Filterrad. Gesamtinvestition über 3K, da ich alle gebraucht gekauft habe. Mindestens benötigt man eine Mono-CCD-Kamera und einen V-Filter sowie eine ordentliche Halterung. Mit dieser Art von Rig kann fast jedes Zielfernrohr nützliche Daten sammeln, einschließlich Teleobjektive.

#11 Procyon

Ich stimme zu, dass entweder Push-to oder Go-to ein großer Vorteil ist, sowohl in städtischen Umgebungen (etwas finden) als auch in dunklen Umgebungen (mehr Ziele / Zeit). Ich stimme auch anderen zu, dass fast jedes Zielfernrohr, das Sie kaufen, für visuelle Schätzungen gut ist. Und Sie brauchen kein Tracking, wenn Sie visuelle Messungen durchführen. Übrigens, viele Variablen sind für CCDs maximal zu hell, was ein Grund dafür ist, dass visuelle Beobachtungen wichtig und wertvoll sind.

So gerne ich mit meinem ersten einfachen 10-Zoll-Dob nach Objekten jagte, würde ich dieses Mal wirklich lieber einen Go-to-Tracker verwenden. Ich möchte fast meine ganze Zeit damit verbringen, zu beobachten, anstatt zu jagen. Good to Great Nights are in diesen Teilen sehr begrenzt und ich werde mir die spezifische Jagd für andere Zeiten aufheben, vielleicht für neue Kometen und Asteroiden oder sogar Novae/Supernovae, wenn die Zeit gekommen ist.

Ich liebe es, Stellarium im Nachtmodus zu verwenden und nach bestimmten Objekten zu jagen / zu jagen. Ich erinnere mich, dass ich zum ersten Mal Uranus und dann Neptun fand, das war sehr lohnend.

#12 Procyon

Wenn Sie an der visuellen Beobachtung schwacher Variablen (Zwergnovae, BL LAc-Objekte usw.) interessiert sind, benötigen Sie Öffnung Und realistischerweise ist das beste Zielfernrohr für Sie das größte, das Sie bewältigen können, es sei denn, Sie haben das Geld, um ein richtiges Observatorium zu bauen. Als ich meinen vor drei oder vier Jahren bekam, stellte ich fest, dass der CPC 1100 eine gute Wahl für mich war, aber aufgrund neuer gesundheitlicher Probleme kommt er nicht so oft heraus, wie ich ihn verwenden möchte. Ein 12" - 14" Newton auf einer computergestützten Tracking-Montierung oder zumindest mit digitalen Einstellkreisen wäre genauso gut, vorausgesetzt, Sie können die Oberseite des Tubus richtig einhüllen (Licht, das in das "Tube" -Ende des Okularauszugstubus eindringt zerstören Sie den effektiven Lichtgriff, es sei denn, Sie haben einen mondlosen, pechschwarzen Beobachtungsplatz).

Diese Einrichtung muss vorerst warten. Vielleicht, wenn ich älter und beruflich aktiver bin. Mein Budget verlangt nach etwas in der Klasse eines Nextar 8SE mit Serienhalterung.

Hochwertige Triplet-Apo- oder ED-Dublett-Refraktoren mit Öffnungsverhältnissen um f/7 sind in vielerlei Hinsicht ideal, aber wenn Ihre Taschen nicht wirklich sehr tief sind, führt die relativ kleine Blende zu einer stark eingeschränkten Lichterfassung.

Bin ich mit einem 8" SCT jetzt besser dran?

Für CCD-Arbeiten gibt es eine Menge nützlicher Arbeiten an den helleren Variablen - oft wegen des geringen Bereichs für visuelle Arbeiten ungeeignet - dies erfordert wahrscheinlich nicht viel mehr als ein "Standard" -Objektiv, das ich als notwendig erachtete Neutraldichtefilter, um gute Messungen von Epsilon Aurigae mit einem 50-mm-Brennweitenobjektiv (mit f/2) an einer DSLR zu erhalten, mit Belichtungen, die kurz genug sind, dass ein motorisierter Antrieb nicht erforderlich war. (5 Sek.)

Sehr interessant danke! Ich würde mich darauf spezialisieren wollen, Fotos von Variablen und anderen zu machen, wenn möglich. Ich habe die afokale Methode mit verschiedenen Okularen/Adaptern/Kameras ausprobiert und es hat Spaß gemacht. Ich hasse die Tatsache, dass es Zeit von der visuellen Erfahrung verbrauchen kann.

Dies sind einige unbearbeitete Bilder von 2010 von Betelguese und Rigel, die ich gemacht habe, hoffentlich werde ich eines Tages besser.


#13 MG1962

Nun, ich benutze ein Nextar SE8 für meine Beobachtungen, also stimme ich natürlich zu, dass es ein gutes Zielfernrohr ist. Ich spezialisiere mich auf Variablen mit langen Perioden, und mit meinem Rig mache ich 20 bis 30 Schätzungen pro Stunde.

Ich habe mein Zielfernrohr an meinen Laptop angeschlossen und mit einem kommerziellen Programm meine gesamte Sternenliste vorinstalliert. Also sitze ich im Grunde da, klicke auf den Button, mache die Schätzung, klicke noch einmal auf den Button und so weiter und so weiter

#14 BrooksObs

Nun, ich benutze ein Nextar SE8 für meine Beobachtungen, also stimme ich natürlich zu, dass es ein gutes Zielfernrohr ist. Ich spezialisiere mich auf Variablen mit langen Perioden, und mit meinem Rig mache ich 20 bis 30 Schätzungen pro Stunde.

Ich habe mein Zielfernrohr an meinen Laptop angeschlossen und mit einem kommerziellen Programm meine gesamte Sternenliste vorinstalliert. Also sitze ich im Grunde da, klicke auf den Button, mache die Schätzung, klicke noch einmal auf den Button und so weiter und so weiter

Auch wenn ich selbst zugegebenermaßen "old school" bin, kann ich einige der Vorteile, die GoTo und computergestützte Systeme den heutigen Beobachtern bieten, immer noch voll und ganz schätzen. Nevertheless, there is a tremendous advantage to actually being able to find one's away around the sky without mechanical assistance.

For those variable star enthusiasts who are not also otherwise intimately familiar with sky itself, any malfunction, power outage, or glitch in the system, even the inability to use some one elses non GoTo instrument to get a quick look at some stars, can potentially leave them helpless in locating a variable's field on a beautifully clear evening. It is a situation I've seen played out more often than many here might imagine. The moral here being, don't overlook the possibility that often the more basic, or simplistic, approach to one's equipment offers the greater advantage.

#15 Procyon

Well I use a Nextar SE8 for my observing, so of course I am going to agree it is a good scope. I specialize in long period variables, and with my rig I will do 20 to 30 estimates an hour.

What I did was connect my scope to my laptop and using a commercial program have my entire list of stars pre-loaded. So I basically sit there, click the button, make the estimate, click the button again and so on and so forth

Hey there! I am totally confused as to whether to buy a Nexstar SE with it's usual mount setup for 1200$, or save for a C9.25 for around 1500++ with mount im probably looking at 2000$.

Or a late model C8 sct optical tube complete with featherlite focused for 650$? + a mount?$?

Can I enjoy my nights with either scope? Is there enough variables and other objects to be viewed with the 8", or will I regret not buying the 9.25 as an easy grab and go setup from my 2nd floor to backyard and an occasional dark site or camping trip?

I wanted to buy an 8 or 9.25 to last me a while before I can setup an observatory with a 14-18"

Is the 8 more than adequate? For both visual and imaging? How much clearer can variables be seen through a 9.25 over 8"?

I also plan on immediately buying a mount and Hyperion 8-24 mm eyepiece afterwards.

#16 groz

I will pipe up and echo a few of the earlier thoughts. First off, there is a WORLD of difference between chasing variables visually, and doing so photographically. Both require completely different types of kit.

When we first started, our goal was a very specific type of variable, transit of exoplanet. I did my first transit observations with an 8 inch SCT, using an SXV-H9 camera. I got what I felt were VERY good results considering the amount / quality of the gear. Over time, I also learned what is and is not important for the type of observing we wanted to do over time, and started my hunt for what will become the 'retirement telescope'. I recently found it, and purchased an FRC-300 on the used market, 12 inch takahashi corrected ritchie cretien telescope. The things that made me home in on this one, when I first looked at the specs.

- 2300+ mm focal length, allows for decent resolution and well depth when paired with a ccd using appropriate sized pixels.
- 90mm wide flat imaging circle, allows for a huge potential field when hunting for comparison stars of appropriate color etc.
- Tak construction = built like a tank
- This was the largest telescope I could buy, yet still fit it in our camper for travel, before we build a permanent observatory.
- One came available, that fit my budget with only a small stretch.

The last item is actually very important, budget always becomes an overriding factor when choosing things, and it's not just the telescope that drives the budget, dont forget all the anciliary things like camera, filter wheel, and filters. Particularily when you get into larger stuff, filters and wheels add up very fast, and become a large expenditure.

When I got the telescope, it came with an sbig st10mxe camera, so in the short term, that will likely be the camera we use. In the longer term, I plan to replace the camera and get something that will take full advantage of the very large imaging circle available from this telescope.

For the type of variable work we plan to do over the next few years, this telescope works out to be our ideal compromise, but, it's a specialized instrument, and likely the wrong thing for most folks. After we add a large format camera, we will be able to do precision photometry on a field of over 50 arcminutes square (assuming a u16m or equivalent), which is an enormous field compared to what we had with the sxv in the c8, 24x18 arcminutes.

We have done many exoplanet transit measurements with the C8, typically done using the 0.63 reducer with the H9 camera. I can say with certainty, that setup is quite capable of the millimag type measurements required for this application. Mag 14 stars with a 0.02 magnitude dip, worked out good for us, but, getting a smaller dip on a mag 15 star (keppler candidates) turned out to be an exercise in frustration. Mag changes of 0.005 on a mag 15+ star get lost in the noise component of the measurements when using our original equipment.

So where I'm leading with this, is fairly simple and strait forward. When choosing your ideal telescope, first you have to determine what kind of variables you want to measure. If you are intending to monitor stuff in the mag 8 to 12 range at 0.1 mag precision, it's a completely different set of equipment than if you want to do 0.01 mag precision in the mag 15+ range. When we did the upgrade, our goal was to increase the capability on a number of fronts, which brought a very specific set of requirements. Getting a large field, with a long focal length, is a difficult combination to combine, and very few amateur telescopes can offer essentially both, without stepping into 'second mortgage' price ranges. We found one that we think will fit the bill, but, wont know definitively for some time yet, it's going to be another month or two before it sees first light with cameras attached.


Despite the apparent constancy of the stars in the night sky, many stars are known to vary in their luminosity or spectral features, with well over 30,000 variable stars having now been catalogued. Generally, the kind of variability is classified as either intrinsic oder extrinsic, depending on the cause of the fluctuations.

Intrinsic variability is due to physical changes such as eruptions or pulsations in the star itself, while extrinsic variability may be observed because of eclipses or the star’s rotation.

Different types of intrinsic variables include:

  • Pulsating variables — stars which periodically expand and contract, such as Cepheids, RR Lyrae stars, RV Tauri stars and Long Period Variables.
  • Eruptive variables — which have flares or mass ejections from their surface.
  • Cataclysmic or explosive variables — dramatic changes in brightness are caused by violent thermonuclear events or catastrophic explosions resulting in novae or supernovae.

There are two main subgroups of extrinsic variables:

  • Eclipsing binaries — where a binary star system’s brightness changes because one orbiting companion passes in front of the other.
  • Rotating stars — dark or bright areas on the stellar surface may cause small changes in apparent brightness as the star rotates.

Because Cepheids have a well-defined period-luminosity relationship, they have been invaluable as standard candles in distance determinations.

Changes in variable stars’ magnitudes cover a huge range — from a thousandth of a magnitude in amplitude to over twenty magnitudes for some supernovae. Periods of different types of variables range from a fraction of a second to many years.

A plot of the measured brightness (or apparent magnitude) over time is known as a light curve and can give clues as to the cause of a star’s variability. Analysis of the period, regularity, amplitude and shape of light curves is a vital tool in the study of variability and the processes in the interior of stars.


Cepheid Variable Stars and Measuring Distances in Space

Astronomers use pulsating stars to determine how far away other galaxies are from the Milky Way.

Cepheid variable stars are, as defined by The Facts on File Dictionary of Astronomy, very luminous yellow supergiants that pulsate with periods ranging from 1 to 50 days. The luminosity variations of these stars are continuous and extremely regular, allowing the periods of the stars to be accurately measured.

Using Stars as Standard Candles
Astronomer Henrietta Leavitt discovered that there was a relation between the period of pulsation in a Cepheid star and its brightness. Brighter stars were shown to have longer periods. This period-luminosity relation could be used to measure distances to nearby galaxies. The time it takes for a star to brighten and fade can be calculated to find the star's intrinsic brightness. Compare this to the star's measured brightness to find the distance.

The name Cepheid variable comes from the prototype star for which this was discovered, Delta Cephei. This star in the constellation of Cepheus the King varies between magnitude 3.5 and 4.3 over the course of five and a half days.

Henrietta Leavitt was studying Cepheids in the Small Magellanic Cloud (SMC) when she made her discovery. The SMC is currently believed to lie 200,000 light-years away.


Image of galaxy NGC 247
Credit: ESO

Problems with Cepheids and Measurements
One of the problems that occurs with using Cepheid variables as yardmarkers is that some of the light from the star can be absorbed en route to Earth. If the star loses some light due to intervening dust, it will appear fainter and therefore further away than it really is. This was the case for the galaxy NGC 247.

A team of astronomers has been working to eliminate such miscalculations and has found that NGC 247 is more than a million light-years closer to the Milky Way than previously believed. NGC 247 now appears to lie a little more than 11 million light-years distant. NGC 247 is part of the Sculptor Group of galaxies, one of the nearest group of galaxies to our Local Group. The Local Group consists of more than 30 galaxies, including the Magellanic Clouds and the Andromeda Galaxy.

Limitations with Cepheid Variables
Cepheid variables can be used to measure distances out to about 30 or 40 megaparsecs with the help of the Hubble Space Telescope. There are also two different types of Cepheid variables, and these two types have different period-luminosity relationships. Nevertheless, these stars are the best tools we have now to measure cosmic distances.

Sources:
Illingworth, Valerie and Clark, John E. O., The Facts on File Dictionary of Astronomy, Checkmark Books, 2000.
European Southern Observatory Press Release dated February 28, 2011: The Dusty Disc of NGC 247


R Cancri – Mira Variable Star in the Cancer Constellation

R Cancri is a Mira variable in the Cancer constellation. It is a star of the Variable Star type. It is approximately 250 parsecs (830 ly) away and varies between magnitudes 6.07 and 12.3 over a period of 357 days. According to the spectral type recorded in the Hipparcos star catalogue, it is an M6E-M9E variable star.

R Cancri is not part of the Cancer constellation outline, but it is within its boundaries. The star cannot be seen with the naked eye and must be viewed through a telescope.

R Cancri has an apparent magnitude of 7.04, which is a measurement of the star’s brightness as seen from Earth. Visual Magnitude is another name for Apparent Magnitude. If you used the 1997 Parallax value, the absolute magnitude would be If you used the 2007 Parallax value, the absolute magnitude would be -1.97.

Absolute Magnitude is the apparent magnitude of a star as seen from a distance of 10 parsecs (32.6 light-years). This assumes that there are no obstacles between the object and the observer, such as dust clouds. To truly compare the brightness of a star, use Absolute Magnitude rather than Apparent Magnitude.

The magnitude of a star, whether apparent/visual or absolute magnitude, is measured by a number the lower the number, the brighter the star. Because our Sun is the brightest star, it has the lowest magnitude, -26.74. The number of a faint star will be large.

Radial velocity (RV), microlensing, and transit surveys have revealed the existence of a large population of planets with masses ranging from a few to 20 Earth masses in our Galaxy. These planets are classified as “super-Earths” (Mp 10M) and “Neptunes” (Mp > 10M) based on their mass. This classification is based on the theoretical limit for gravitational capture of H/He, 10 M, and thus implicitly assumes that Neptunes are primarily ice giants with a significant H/He envelope and that the majority of super-Earths are massive terrestrial planets. Nonetheless, due to the stochastic nature of the planetary formation, the diversity of this planetary population is likely much greater than sketched by this simple division.

The 55 CNC system, which orbits a bright, nearby star, provides a unique opportunity to study a multiplanet system with a wide range of planetary masses and orbital distances. We measured the rotation of the host star and its solar-like magnetic cycle using data from photometry and spectroscopy collected over two decades.


Cepheid variable stars were named after the first of their kind observed, δ Cepheus. There are actually two classes of Cepheid: Type I Cepheids (δ Cepheus is a classical Cepheid) are population I stars with high metallicities, and pulsation periods generally less than 10 days. Type II Cepheids (W Virginis stars), are low-metallicity, population II stars with pulsation periods between 10 and 100 days. All Cepheids are luminous, yellow, horizontal branch stars that lie in the instability strip of the Hertzsprung-Russell diagram. Instabilities which cause their size and temperature to change give rise to the periodic variations in their luminosity.

In 1907, Henrietta Leavitt discovered that Cepheid variable stars in the Small Magellanic Cloud pulsated at a rate which depended solely on their absolute magnitude. This period-luminosity relationship (shown right) allows Cepheids to be used as standard candles (once the pulsation period is known) to estimate distances to the objects in which they are located. In fact, Cepheid variable stars formed the first non-direct method of distance determination, and established the first rung of the distance ladder. All subsequent rungs in the ladder use Cepheid distances as a stepping stone.

In the 1920s, Edwin Hubble used variable stars to measure distances to nearby galaxies. At the time it was thought that all of these variables were Type I Cepheids, but in reality the sample also included RR Lyrae and W Virginis stars. Although each of these stellar types possesses a different period-luminosity relationship, Hubble was able to determine that the Universe was expanding, though his estimate of the rate of expansion (called the Hubble constant in his honour) was almost a factor of 10 times larger than the value accepted today.

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Meet Delta Cephei, a famous variable star

Like lights in a dark tunnel, stars in the distant universe become fainter as they are farther away. Because they pulsate at a rate correlated to their own intrinsic brightnesses, Cepheid variable stars reveal their own true distances. Image via The Last Word on Nothing

At the southeast corner of the house-shaped constellation Cepheus the King, there’s an intriguing variable star called Delta Cephei. With clocklike precison, this rather faint star doubles in brightness, fades to a minimum and then doubles in brightness every 5.36 days. You can see it change over a period of days. The entire cycle is visible to the eye alone in a dark-enough sky. This star and others like it have secured a place as important standard candles for establishing the scale of the galaxy and universe.

Delta Cephei itself looms large in the history of astronomy. An entire class of supergiant stars – called Cepheid variables – is named in this star’s honor.

Like Delta Cephei, Cepheid variable stars dependably change their brightnesses over regular intervals. The time period can range from about one to 100 days, depending on the star’s Helligkeit oder intrinsic brightness. Astronomers have learned that – the longer the cycle – the greater the intrinsic brightness of the star. This knowledge is a powerful tool in astronomy for probing distances across vast space.

This graph – measuring brightness variations over time – is what astronomers call a light curve. It’s the light curve of Delta Cephei, which, as dependably as a fine clock, doubles in brightness and then fades again every 5.366341 days.

How do Cepheid variable stars help measure cosmic distances? Because Delta Cephei and other stars in its class vary so dependably – and because the cycle of their brightness change is tied so strongly to their intrinsic brightnesses – these stars can be used to measure distances across space. Astronomers call objects that can be used in this way standard candles.

How does it work? First, astronomers carefully measure the rates of these stars’ pulsations. Unfortunately, the distances to very few – if any – Cepheid variable stars are close enough to measure directly by stellar parallax. However, the approximate distances of Cepheid variables in relatively nearby star clusters have been determined indirectly by the spectroscopic method (sometimes called by the misnomer spectroscopic parallax). After watching many Cepheid variables pulsate – and knowing their approximate distances via the spectroscopic method – they know how bright a Cepheid variable of a particular intrinsic brightness should look at a given distance from Earth.

Armed with this knowledge, astronomers watch the pulsations of this class of stars in distant space. They can deduce the stars’ intrinsic brightnesses because of their rates of pulsation. Then they can infer the distances to more faraway stars by their apparent magnitude. Because light dims by the inverse square law, astronomers know a star of a given luminosity (intrinsic brightness) would appear 1/16th as bright at four times the distance, 1/64th as bright at eight times the distance or 1/100th as bright at 10 times the distance.

Why are these stars varying in brightness, by the way? The variations are thought to be actual pulsations as the star itself expands and then contracts.

Cepheid variable stars can be seen up to a distance of 20 million light-years. The nearest galaxy is about 2 million light-years away – and the most distant are billions of light-years away. So these stars don’t get you far in measuring distances across space. Still, since astronomers learned the secrets of their pulsation, these stars have been vital to astronomy.

The astronomer Henrietta Leavitt discovered Cepheid variables in 1912. In 1923, the astronomer Edwin Hubble used Cepheid variable stars to determine that the so-called Andromeda nebula is actually a giant galaxy lying beyond the confines of our Milky Way. That knowledge released us from the confines of a single galaxy and gave us the vast universe we know today.

Location of star Delta Cephei within constellation Cepheus.

How can I spot Delta Cephei in the night sky? This star is circumpolar – always above the horizon – in the northern half of the United States.

Even so, this star is much easier to see when it’s high in the northern sky on autumn and winter evenings. You can find Cepheus by way of the Big Dipper. First, use the Big Dipper “pointer stars” to locate Polaris, the North Star. Then jump beyond Polaris by a fist-width to land on Cepheus.

You’ll see the constellation Cepheus the King close to his wife, Cassiopeia the Queen, her signature W or M-shaped figure of stars making her the flashier of the two constellations. They’re high in your northern sky on November and December evenings.

International Astronomical Union chart showing constellation Cepheus.

How can I watch Delta Cephei vary in brightness? The real answer to that question is: time and patience. But two stars lodging near Delta Cephei on the sky’s dome – Epsilon Cephei and Zeta Cephei – match the low and high ends of Delta Cephei’s brightness scale. That fact should help you watch Delta Cephei change.

So look back at the charts above, and locate the stars Epsilon and Zeta Cephei. At its faintest, Delta Cephei is as dim as the fainter star, Epsilon Cephei. At its brightest, Delta Cephei matches the brightness of the brighter star, Zeta Cephei.

Bottom line: The star Delta Cephei brightens and fades with clocklike precision every 5.36 days. The rate of brightness change is tied to the star’s intrinsic brightness. That’s how a whole class of stars named for Delta Cephei – called Cepheid variable stars – helps astronomers measure distances.