ويكيبيديا

ليرا

ليرا هيا كوكبة صغيرة. هيا واحدة من 48 كوكبة حطها عالم فلك القرن التانى بطليموس، هيا واحدة من 88 كوكبة حديثة معترف بيها على ايد الاتحاد الفلكى الدولى. فى الغالب ما تم تمثيل Lyra على خرائط النجوم على أنها نسر أو نسر يحمل قيثارة، ومن بعدين يشار ليها ساعات باسم Vultur Cadens أو أكويلا كادينز ( "Falling Vulture"[1] أو "Falling Eagle")، على التوالي. بدايه من الشمال، يحد ليرا دراكو، هرقل، فولبيكولا، والدجاجة. تتواجد ليرا بالتقريب فى السماء عند خطوط العرض الشمالية المعتدلة بعد وقت قصير من نص الليل فى بداية الصيف. من خط الاستواء لحوالى موازى الأربعين جنوب ممكن رؤيته منخفض فى السماء الشمالية فى نفس الأشهر (و علشان كده الشتاء).فيغا ، نجم ليرا الاكتر لمعان، هو واحد من ألمع النجوم فى سماء الليل ، ويشكل زاوية من مجموعة النجمة الصيفية الشهيرة. Beta Lyrae هو النموذج الأولى لفئة من النجوم الثبعيده المعروفة باسم متغيرات Beta Lyrae . دى النجوم الثبعيده قريبة اوى من بعضها لدرجة أنها تصبح على شكل بيضة وتتدفق المواد من واحد لالآخر. إبسيلون ليرا ، المعروف بشكل مش رسمى باسم Double Double، هو نظام معقد متعدد النجوم. يستضيف ليرا كمان السديم الحلقى ، تانى سديم كوكبى معروف واكتر اكتشاف .

ليرا
(باللاتينى: Lyr)  تعديل قيمة خاصية الاسم المختصر (P1813) في ويكي بيانات
 
جزء من
على اسم سمسميه (آلة)   تعديل قيمة خاصية سُمِّي باسم (P138) في ويكي بيانات
بتشترك فى الحدود مع
المساحه
المطلع المستقيم
الميل
 
معرض صور ليرا  - ويكيميديا كومنز  تعديل قيمة خاصية معرض كومنز (P935) في ويكي بيانات
تعديل طالع توثيق القالب

تاريخ

تعديل
 
ممكن رؤية ليرا على يمين ده ج. خريطة النجوم سنة 1825 من مرآة أورانيا .

فى الأساطير اليونانية ، تمثل ليرا قيثارة أورفيوس . قيل أن مزيكا أورفيوس كانت رائعة اوى لدرجة أنه ممكن سحر لحد الأشياء غير الحية زى الصخور . بانضمامه لجيسون والمغامرين ، تمكنت موسيقاه من قمع أصوات صفارات الإنذار الخطرة، اللى غنوا أغانى مغرية للمغامرين.[2]

فى مرحلة ما، اكتوبر تجوز أورفيوس من يوريديس ، هيا حورية . وقت فرارها من هجوم شنه أريستايوس ، داست على ثعبان عضها فقتلها. لاستعادتها، دخل أورفيوس للعالم السفلى ، حيث سحرت المزيكا من قيثارته هاديس ، إله العالم السفلي. رضخ هاديس وسمح لأورفيوس بإعادة يوريديس، بشرط ألا ينظر لالورا أبدًا لحد الخارج. لسوء الحظ، قرب النهاية، تعثر أورفيوس ونظر لالوراء،و ده تسبب فى ترك يوريديس فى العالم السفلى لالأبد. أمضى أورفيوس بقية حياته فى العزف على قيثارته فى الوقت نفسه كان يتجول بلا هدف عبر الأرض، رافض كل عروض الجواز المقدمة من الستات.[2]

هناك نوعان من الأساطير المتنافسة المتعلقة بوفاة أورفيوس. بالنسبة الى إراتوستينس ، فشل أورفيوس فى تقديم التضحية اللازمة لديونيسوس بسبب اعتباره أبولو الإله الأعلى بدل ذلك. بعدين بعت ديونيسوس أتباعه لتمزيق أورفيوس. يروى أوفيد قصة مختلفة لحد ما، قائل إن الستات، انتقام لرفض أورفيوس لعروض الجواز، تجمعن و ألقين الحجارة والرماح . فى البداية، سحرتهم موسيقاه كمان ، لكن فى النهاية طغت أعدادهم وضجيجهم على موسيقاه، فضربته الرماح. تشير الأسطورتين بعد كده علشان زيوس قد وضع قيثارته فى السماء و أن عظام أورفيوس دُفنت بواسطة ربات الإلهام .[2]

يتم كمان التعامل مع كوكبة فيجا والنجوم المحيطة بيها على أنها كوكبة فى الثقافات التانيه. المنطقة المقابلة ليرا كان ينظر ليها العرب على أنها نسر أو نسر يغوص بأجنحة مطوية.[2] فى ويلز ، معروفه ليرا باسم قيثارة الملك آرثر ( تالين آرثر )، وقيثارة الملك داود. و سماها الحافظ الفارسى اسم قيثارة الزوراء. سماه اسم مدير مخلص الرضيع، برايسيبى سلفاتوريس. فى علم فلك السكان الأصليين الأستراليين، معروفه ليرا على ايد شعب بورونج فى فيكتوريا باسم كوكبة الدجاج مالى .[3] كانت ليرا معروفه باسم Urcuchillay على ايد الإنكا ، و كانت تُعبد كإلهة حيوانية.

صفات

تعديل

ليرا يحدها Vulpecula من الجنوب، وهرقل من الغرب، وDraco من الشمال، و Cygnus من الشرق. مساحتها 286.5 درجة مربعة ، هيا تحتل المرتبة 52 من 88 كوكبة حديثة حسب الحجم. تظهر بشكل بارز فى السماء الشمالية فى فصل الصيف فى نصف الكرة الشمالي، وتكون الكوكبة كلها مرئية لجزء من العام على الأقل للمراقبين شمال خط العرض 42 درجة جنوب.[4] [n 1] تتكون مجموعتها النجمية الرئيسية من ستة نجوم، [n 2] و 73 نجم فى المجموع اكتر سطوع من حجم 6.5.[4] تم تحديد حدود الكوكبة، كما حددها عالم الفلك البلجيكى يوجين ديلبورت سنة 1930، من فى مضلع ذو 17 ضلع. فى نظام الإحداثيات الاستوائية ، إحداثيات الصعود اليمنى لهذه الحدود بين 18ساعة 14 م و 19ساعة 28 م ، إحداثيات الانحراف تتراوح بين +25.66 و +47.71 .[5] اعتمد الاتحاد الفلكى الدولى (IAU) الاختصار المكون من 3 أحرف "Lyr" للكوكبة سنة 1922.[6]

سمات

تعديل
 
كوكبة ليرا كما ممكن رؤيتها بالعين المجردة.

النجوم

تعديل
 
كوكبة Lyra، مُحسّنة حسب اللون والتباين. تم تصنيف ألمع النجوم الخمسة.

رسام الخرائط الألمانى يوهان باير استخدم الحروف اليونانية من ألفا لنو لتسمية أبرز النجوم فى الكوكبة. لاحظ عالم الفلك الإنجليزى جون فلامستيد نجمين وصنفهما على أنهما دلتا و إبسيلون وزيتا ونو. أضاف pi و rho ، ولم يستخدم xi و omicron حيث استخدم Bayer دى الحروف للإشارة لCygnus و Hercules على خريطته.

ألمع نجم فى الكوكبة هو فيجا (Alpha Lyrae)، و هو نجم تسلسل رئيسى من النوع الطيفى A0Va.[7] على بعد 7.7 فرسخ فلكى بس، [8] فيجا هو متغير دلتا سكوتى ، ويتراوح بين مقادير − و0.07 على مدى 0.2 يوم.[9] فى المتوسط، هو تانى ألمع نجم فى نصف الكرة الشمالى (بعد السماك الرامح ) وخامس ألمع نجم ، ولا يفوقه اللا السماك الرامح، و ألفا قنطورس ، وكانوب ، وسيريوس . كان فيجا هو النجم القطبى سنة 12000 قبل الميلاد، وسيصبح النجم القطبى تانى حوالى 14000 ميلادي.

فيجا واحد من أروع النجوم ، ويتسما "النجم اللى بعد كده الاكتر أهمية فى السماء بعد الشمس ".[10] فيجا أكان ول نجم غير الشمس ى اتصور ، [11] كمان أول نجم سجل طيف واضح ، يُظهر خطوط الامتصاص لأول مرة.[12] كان ده النجم هو أول نجم منفرد فى التسلسل الرئيسى غير الشمس معروف بإصداره للأشعة السينية ، [13] و هو محاط بقرص حطام محيط بالنجم، على مثال حزام كويبر .[14] يشكل فيجا واحد من أركان مجموعة النجمة الصيفية الشهيرة؛ وتشكل دى النجوم الثلاثة، مع الطائر والذنب ، مثلث بارز فى فصل الصيف فى نصف الكرة الشمالي.

فيجا كمان يشكل قمة واحدة لمثلث أصغر بكثير، مع إبسيلون وزيتا ليرا . يشكل زيتا نجم ثنائى عريض ممكن رؤيته بالمنظار، ويتكون من نجم Am ونجم عملاق من النوع F. يمتلك نجم Am رفيق مقرب إضافى، وبكده يوصل إجمالى عدد النجوم فى النظام لثلاثة.[15] إبسيلون هو ثنائى عريض اكتر شهرة ويمكن فصله بالعين المجردة فى ظل ظروف ممتازة. المكونين هما فى حد ذاته ثنائيات قريبة ممكن رؤيتها بالتلسكوبات هيا تتكون من نجوم من النوع A وF، و تم اكتشاف نجم خافت مؤخر يدور حوالين المكون C كمان ، علشان يكون المجموع خمسة نجوم.[15]

على النقيض من زيتا و إبسيلون ليرا، دلتا ليرا هيا ثبعيده بصرية ، النجمان ببساطة على نفس خط الرؤية شرق زيتا. الاكتر سطوع والأقرب بين الاثنين، دلتا 2 ليراى ، هو عملاق أحمر ساطع بقوة 4 درجات ويتغير بشكل شبه منتظم بحوالى 0.2 درجة [16] مع فترة سائدة 79 يوم، [17] دلتا 1 ليراى الاكتر خفوت هو عملاق طيفى ثنائى يتكون من نوع B أساسى وثانوى مش معروف.[15] بس، يتمتعالنظامين بسرعات شعاعية متشابهة جدًا، وهما العضوان الاكتر سطوع فى مجموعة مفتوحة متفرقة معروفه باسم مجموعة دلتا ليرا .[18] جنوب الدلتا فيه غاما ليرا ، و هو عملاق أزرق وتانى ألمع نجم فى الكوكبة. ويبعد حوالى 190 فرسخ فلكي، [8] و تمت الإشارة ليه على أنه نجم "طبيعى سطحى".[19]

النجم الأخير اللى يشكل شكل القيثارة هو Beta Lyrae ، و هو كمان نجم ثنائى يتكون من عملاق أزرق لامع و نجم مبكر من النوع B.[20][21][22] فى دى الحالة، النجوم قريبة اوى من بعضها لدرجة أن العملاق الاكبر يفيض على فص روش الخاص به وينقل المواد لالفص الثانوي، مشكل نظام شبه منفصل . الثانوي، اللى كان فى الأصل أقل كتلة من الاثنين، تراكمت عنده كتلة كبيرة لدرجة أنه بقا دلوقتى اكبر بكثير، و إن كان أصغر، من الأولي، ومحاط بقرص تراكم سميك.[23] يتماشى مستوى المدار مع الأرض و علشان كده يظهر النظام كسوف ، حيث ينخفض بمقدار كامل بالتقريب من خط الأساس ذو الحجم التالت كل 13 يوم، رغم أن دورته تتزايد بنحو 19 ثانية كل سنه.[24] إنه النموذج الأولى لمتغيرات بيتا ليرا ، اللى تتفوق على الثنائيات شبه المنفصلة من الأنواع الطيفية المبكرة اللى مافيش فيها بداية دقيقة للكسوف،لكن تغييرات مستمرة فى السطوع.[25]

 
pورة طويلة التعرض ليرا

متغير آخر يسهل اكتشافه هو R Lyrae الساطع، شمال النجمة الرئيسية. يُعرف كمان باسم 13 Lyrae، و هو متغير شبه منتظم عملاق أحمر بقوة 4 درجات ويختلف بمقدار شوية أعشار من الحجم.[26] دوريتها معقدة، مع شوية فترات مختلفة اللى ليها أطوال مختلفة، أبرزها واحدة مدتها 46 يوم وواحدة مدتها 64 يوم.[27] و لأقصى الشمال فيه FL Lyrae ، و هو متغير ألغول خافت بقوة 9 درجة وينخفض بمقدار النصف كل 2.18 يوم وقت الكسوف الأولي.المكونين نجوم تسلسل رئيسي، حيث يكون النجم الأساسى متأخر من النوع F والثانوى المتأخر من النوع G. كان النظام واحد من أولى الثنائيات الكسوفية اللى ليها التسلسل الرئيسى اللى فيها نجم من النوع G اللى معروفه بخصائصها و ثنائيات الكسوف من النوع المبكر اللى تمت دراستها بشكل أفضل.[28]

فى أقصى الحافة الشمالية للكوكبة فيه V361 Lyrae الاكتر خفوت، و هو ثنائى متكسف لا يقع بسهولة فى واحده من الفئات التقليدية، مع ميزات Beta Lyrae و W Ursae Majoris والمتغيرات الكارثية .[29][30] ممكن يكون ممثل لمرحلة قصيرة اوى ينتقل فيها النظام لاتصال ثنائى .[31] ممكن العثور عليه على بعد أقل من درجة واحدة من النجم اللى ممكن رؤيته بالعين المجردة 16 Lyrae ، و هو نجم عملاق من النوع A بقوة خامسة [32] على بعد حوالى 37 فرسخ فلكى.[8]

ألمع نجم غير مدرج فى المجموعة النجمية و أقصى الغرب المفهرس بواسطة Bayer أو Flamsteed هو Kappa Lyrae ، و هو عملاق أحمر نموذجى [33] يبعد حوالى 73 فرسخ فلكى.[8] تشمل العمالقة البرتقالية أو الحمراء الزاهية المماثلة ثيتا ليرا بقوة 4، [34] لامدا ليرا ، [35] و HD 173780 .[33] لامدا جنوب جاما مباشرة، و ثيتا فى الشرق، ويقع النجم HD 173780، و هو ألمع نجم فى الكوكبة دون تسمية باير أو فلامستيد، فى الجنوب. شمال ثيتا مباشرة وبنفس الحجم بالتقريب فيه إيتا ليرا ، و هو عملاق أزرق ذو وفرة معدنية قريبة من الطاقة الشمسية.[36] فيه كمان فى مكان قريب نجم HP Lyrae الخافت، و هو نجم فرعى عملاق بعد التقارب (AGB) يُظهر التباين. لسه سبب تقلبه لغز: تم تصنيفه لأول مرة على أنه ثنائى كسوف، وتم اعتباره متغير RV Tauri سنة 2002، لكن إذا كان الأمر كذلك، فهايكون المتغير الاكتر سخونة اللى تم اكتشافه .[37]

فى أقصى الشرق فيه RR Lyrae ، و هو النموذج الأولى لفئة كبيرة من المتغيرات المعروفة باسم متغيرات RR Lyrae ، هيا متغيرات نابضة تشبه النجوم القيفاوية ، لكن تطورت من السكان II نجوم من النوعين الطيفيين A وF. زى دى النجوم فى العاده مافيش فى قرص المجرة الرقيق ،لكن فى الهالة المجرية . تعمل زى دى النجوم كشموع قياسية ، و علشان كده فهى طريقة موثوقة لحساب المسافات لالعناقيد الكروية اللى تتواجد فيها.[25] يتراوح RR Lyrae نفسه بين مقادير 7 و 8 وقت إظهار تأثير Blazhko .[38] النجم الشرقى اللى حدده فلامستيد ، 19 Lyrae ، هو كمان متغير ذو سعة صغيرة، و هو متغير Alpha 2 Canum Venaticorum مع فترة تزيد قليل عن يوم واحد.[39]

نجم متطور آخر هو متغير العين المجردة XY Lyrae ، و هو عملاق أحمر ساطع [33] يقع شمال فيجا مباشرة ويتراوح حجمه بين السادس والسابع على مدى 120 يوم.[40] كما ممكن رؤيته بالعين المجردة كمان ، و هو Cepheid V473 Lyrae الكلاسيكى الغريب. إنه فريد من نوعه لأنه النجم القيفاوى الوحيد المعروف فى درب اللبانه اللى يخضع لتغيرات دورية فى الطور والسعة، مشابه لتأثير بلازكو فى نجوم RR Lyrae.[41] كانت فترة 1.5 يوم هيا الأقصر المعروفة للفترة القيفاوية الكلاسيكية فى وقت اكتشافها.[42] W و S Lyrae هما اثنان من متغيرات Mira الكتيرة فى Lyra. يتراوح W بين القدر السابع والاتناشر على مدار 200 يوم بالتقريب ، [43] فى الوقت نفسه S، و هو اكتر خفوت قليلاً، هو نجم كربون سيليكات، من المحتمل أن يكون من النوع J.[44] نجم متطور آخر هو EP Lyrae ، و هو متغير خافت RV Tauri و"مثال متطرف" لنجم ما بعد AGB. هو ورفيقه المحتمل محاطان بقرص من المواد المحيطة بالنجم.[45]

اجسام السما العميقه

تعديل
 
يتكون ميسييه 56 من عدد كبير من النجوم المرتبطة ببعضها بقوة الجاذبية. فى Lyra توجد الأجسام M56 وM57 وKuiper 90. M56 عنقود كروى فضفاض لحد ما على مسافة حوالى 32900 سنة ضوئية ، و قطرها حوالى 85 سنة ضوئية. سطوعه الظاهرى هو 8.3 م.

M57 ، المعروف كمان باسم "السديم الحلقي" وNGC 6720، على مسافة 2000 سنة ضوئية من الأرض واحد من أشهر السدم الكوكبية وتانى السدم الكوكبية اللى تم اكتشافها؛ حجمها المتكامل هو 8.8.[46] تم اكتشافه سنة 1779 على ايد أنطوان داركييه ، بعد 15 سنه من اكتشاف تشارلز ميسييه لسديم الدمبل . [47] وقدر علما الفلك أن عمره يتراوح بين 6000 و 8000 سنة؛ [46] و قطره حوالى سنة ضوئية واحدة. [47] ويظهر الجزء الخارجى من السديم باللون الأحمر فى الصور الفوتوغرافية بسبب انبعاث الهيدروجين المتأين . المنطقة الوسطى ملونة باللون الأخضر. ينبعث الأكسجين المتأين بشكل مضاعف الضوء الأزرق المخضر. المنطقة الاكتر سخونة، الأقرب للنجم المركزي، تظهر باللون الأزرق بسبب انبعاث الهيليوم . النجم المركزى بحد ذاته قزم أبيض درجة حرارته 120 ألف كلفن . يظهر السديم فى التلسكوبات كحلقة مرئية اللى ليها مسحة خضراء؛ و هو بيضاوى الشكل قليل علشان شكله ثلاثى الأبعاد طارة أو أسطوانة ممكن رؤيتها من زاوية طفيفة. ويمكن العثور عليه فى نص الطريق بين Gamma Lyrae و Beta Lyrae . [47]

الكواكب الخارجية

تعديل

واحد من الكواكب الخارجية اللى اتدرست كتير فى سماء الليل هو TrES-1b ، اللى يدور حوالين النجم GSC 02652-01324 . تم اكتشاف الكوكب من فى عبور نجمه الأم، كتلته حوالى 3/4 كتلة المشتري، بس يدور حوالين نجمه الأم فى 3 أيام بس.[48] تم الإبلاغ عن حالات شذوذ فى عمليات العبور كذا مره. كان يُعتقد فى الأصل أن سبب دى المخالفات هو وجود كوكب شبيه بالأرض، لكن من المقبول دلوقتى أن تكون دى المخالفات ناتجة عن بقعة نجمية كبيرة.[49] كما تم اكتشافه بواسطة طريقة العبور، و هو WASP-3b ، اللى كتلته 1.75 مرة كتلة المشتري. فى وقت اكتشافه، كان واحد من اكتر الكواكب الخارجية المعروفة سخونة، فى مدار حوالين نجم التسلسل الرئيسى من النوع F WASP-3 .[50] على مثال TrES-1b، تركت المخالفات فى عمليات العبور الباب مفتوح قدام إمكانية وجود كوكب ثانى، رغم أن ده يبدو دلوقتى غير مرجح كمان .[51]

فى ابريل 2013، أُعلن أنه من الكواكب الخمسة اللى تدور حوالين كوكب كيبلر-62 ، فيه اثنان على الأقل - كيبلر-62إى وكبلر-62إف- ضمن حدود المنطقة الصالحة للسكن علشان كده النجم، حيث يعتقد العلما أنه من الممكن وجود ميه سائلة، و والاتنين مرشحان لكونهما كوكب صلب وصخرى وشبيه بالأرض.[52][53] و قطر الكواكب الخارجية 1.6 و 1.4 مرة قطر الأرض على التوالي، [52] ويقع نجمها كيبلر-62 على مسافة 1200 سنة ضوئية.

مجرات

تعديل

شوف كمان

تعديل

ملحوظات

تعديل
  1. ↑ Bistue، Belen (23 مايو، 2016). الترجمة التعاونية والنصوص متعددة الإصدارات فى أوائل اوروبا الحديثة. Routledge. ص. 72–73. ISBN:978-1317164357. {{استشهاد بكتاب}}: تحقق من التاريخ في: |التاريخ= (مساعدة)صيانة الاستشهاد: ref duplicates default (link)
  2. ↑ أ ب ت ث Ridpath، Ian. "Star Tales - Lyra". Star Tales. self-published. اطلع عليه بتاريخ 2021-09-03.
  3. ↑ "World_Archaeological_Congress.pdf" (PDF). The Astronomy of the Boorong. مؤرشف من الأصل (PDF) في 2009-03-26. اطلع عليه بتاريخ 2007-10-17.
  4. ↑ أ ب Ridpath، Ian. "Constellations: Lacerta–Vulpecula". Star Tales. self-published. اطلع عليه بتاريخ 2015-07-25.
  5. ↑ "Lyra, Constellation Boundary". The Constellations. International Astronomical Union. اطلع عليه بتاريخ 2015-07-25.
  6. ↑ Russell، H. N. (1922). "The New International Symbols for the Constellations". Popular Astronomy. ج. 30: 469–71. Bibcode:1922PA.....30..469R.
  7. ↑ Gray، R. O.؛ Corbally، C. J.؛ Garrison، R. F.؛ McFadden، M. T.؛ Robinson، P. E. (2006). "Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 parsecs: The Northern Sample I". The Astronomical Journal. ج. 132 ع. 1: 161–70. arXiv:astro-ph/0603770. Bibcode:2006AJ....132..161G. DOI:10.1086/504637.
  8. ↑ أ ب ت ث van Leeuwen، F. (2007). "Validation of the new Hipparcos reduction". Astronomy and Astrophysics. ج. 474 ع. 2: 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A&A...474..653V. DOI:10.1051/0004-6361:20078357.
  9. ↑ Breger، M. (1979). "Delta Scuti and related stars". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. ج. 91: 5–26. arXiv:astro-ph/0003373v1. Bibcode:1979PASP...91....5B. DOI:10.1086/130433.
  10. ↑ Gulliver، A. F.؛ Hill، G.؛ Adelman، S. J. (1994). "Vega: A rapidly rotating pole-on star". The Astrophysical Journal. ج. 429 ع. 2: L81–L84. Bibcode:1994ApJ...429L..81G. DOI:10.1086/187418.
  11. ↑ Holden، E. S.؛ Campbell، W. W. (1890). "Photographs of Venus, Mercury and Alpha Lyræ in Daylight". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. ج. 2 ع. 10: 249–250. Bibcode:1890PASP....2..249H. DOI:10.1086/120156.
  12. ↑ Barker، G. F. (1887). "On the Henry Draper Memorial Photographs of Stellar Spectra". Proceedings of the American Philosophical Society. ج. 24 ع. 125: 166–172. JSTOR:983130.
  13. ↑ Topka، K.؛ وآخرون (1979)، "Detection of soft X-rays from Alpha Lyrae and Eta Bootis with an imaging X-ray telescope"، Astrophysical Journal، ج. 229: 661، Bibcode:1979ApJ...229..661T، DOI:10.1086/157000 {{استشهاد}}: الوسيط |ref=harv غير صالح (مساعدة) والوسيط غير المعروف |separator= تم تجاهله (مساعدة)
  14. ↑ Su، K. Y. L.؛ وآخرون (2005)، "The Vega Debris Disk: A Surprise from Spitzer"، The Astrophysical Journal، ج. 628 ع. 1: 487–500، arXiv:astro-ph/0504086، Bibcode:2005ApJ...628..487S، DOI:10.1086/430819 {{استشهاد}}: الوسيط |ref=harv غير صالح (مساعدة) والوسيط غير المعروف |separator= تم تجاهله (مساعدة)
  15. ↑ أ ب ت Eggleton، P. P.؛ Tokovinin، A. A. (سبتمبر 2008). "A catalogue of multiplicity among bright stellar systems". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 389 ع. 2: 869–879. arXiv:0806.2878. Bibcode:2008MNRAS.389..869E. DOI:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x.
  16. ↑ Bakos، G. A.؛ Tremko، J. (1991). "A photometric and spectroscopic study of δ2 Lyrae". Contrib. Astron. Obs. Skalnaté Pleso. ج. 21: 99–106. Bibcode:1991CoSka..21...99B.
  17. ↑ Lloyd، C.؛ West، K. W. (1996). "Observations of Low-amplitude Late-Type Variables". Information Bulletin on Variable Stars. ج. 4335 ع. 4335: 1. Bibcode:1996IBVS.4335....1L.
  18. ↑ Eggen، O. J. (1968). "Photometric evidence for the existence of a delta Lyrae cluster". Astrophysical Journal. ج. 152: 77. Bibcode:1968ApJ...152...77E. DOI:10.1086/149525.
  19. ↑ Adelman، S. J.؛ Caliskan، H.؛ Kocer، D.؛ Kablan، H.؛ Yüce، K.؛ Engin، S. (2001). "Elemental abundance analyses with DAO spectrograms". Astronomy and Astrophysics. ج. 371 ع. 3: 1078–1083. Bibcode:2001A&A...371.1078A. DOI:10.1051/0004-6361:20010408.
  20. ↑ Bastian، U. (2019). "Gaia 8: Discovery of a star cluster containing β Lyrae". Astronomy & Astrophysics. ج. 630: L8. arXiv:1909.04612. Bibcode:2019A&A...630L...8B. DOI:10.1051/0004-6361/201936595.
  21. ↑ Mourard، D.؛ Brož، M.؛ Nemravová، J. A.؛ Harmanec، P.؛ Budaj، J.؛ Baron، F.؛ Monnier، J. D.؛ Schaefer، G. H.؛ Schmitt، H. (2018). "Physical properties of β Lyrae a and its opaque accretion disk". Astronomy and Astrophysics. ج. 618: A112. arXiv:1807.04789. Bibcode:2018A&A...618A.112M. DOI:10.1051/0004-6361/201832952.
  22. ↑ Zhao، M.؛ وآخرون (سبتمبر 2008)، "First Resolved Images of the Eclipsing and Interacting Binary β Lyrae"، The Astrophysical Journal، ج. 684 ع. 2: L95–L98، arXiv:0808.0932، Bibcode:2008ApJ...684L..95Z، DOI:10.1086/592146. {{استشهاد}}: الوسيط |ref=harv غير صالح (مساعدة) والوسيط غير المعروف |separator= تم تجاهله (مساعدة)
  23. ↑ Harmanec، P. (2002). "The ever challenging emission-line binary β Lyrae". Astronomische Nachrichten. ج. 323 ع. 2: 87–98. Bibcode:2002AN....323...87H. DOI:10.1002/1521-3994(200207)323:2<87::AID-ASNA87>3.0.CO;2-P.
  24. ↑ Zhao، M.؛ وآخرون (2008)، "First Resolved Images of the Eclipsing and Interacting Binary β Lyrae"، The Astrophysical Journal، ج. 684 ع. 2: L95–L98، arXiv:0808.0932، Bibcode:2008ApJ...684L..95Z، DOI:10.1086/592146 {{استشهاد}}: الوسيط |ref=harv غير صالح (مساعدة) والوسيط غير المعروف |separator= تم تجاهله (مساعدة)
  25. ↑ أ ب Otero، S. A.؛ Watson، C.؛ Wils، P. "Variable Star Type Designations in the VSX". AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. اطلع عليه بتاريخ 2015-07-29. المرجع غلط: وسم <ref> غير صالح؛ الاسم "AAVSOVartypes" معرف أكثر من مرة بمحتويات مختلفة.
  26. ↑ Koen، Chris؛ Eyer، Laurent (2002). "New periodic variables from the Hipparcos epoch photometry". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 331 ع. 1: 45–59. arXiv:astro-ph/0112194. Bibcode:2002MNRAS.331...45K. DOI:10.1046/j.1365-8711.2002.05150.x.
  27. ↑ Percy، John R.؛ Wilson، Joseph B.؛ Henry، Gregory W. (2001). "Long‐TermVRIPhotometry of Small‐Amplitude Red Variables. I. Light Curves and Periods". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. ج. 113 ع. 786: 983–996. Bibcode:2001PASP..113..983P. DOI:10.1086/322153.
  28. ↑ Popper، D. M.؛ Lacy، C. H.؛ Frueh، M. L.؛ Turner، A. E. (1986). "Properties of main-sequence eclipsing binaries - Into the G stars with HS Aurigae, FL Lyrae, and EW Orionis". The Astronomical Journal. ج. 91: 383. Bibcode:1986AJ.....91..383P. DOI:10.1086/114018.
  29. ↑ Andronov، I. L.؛ Richter، G. A. (1987). "V 361 Lyrae: An exotic binary system with a "Hot Spot" between the components?". Astronomische Nachrichten. ج. 308 ع. 4: 235–238. Bibcode:1987AN....308..235A. DOI:10.1002/asna.2113080403.
  30. ↑ Shugarov، S. Y.؛ Goranskij، V. P.؛ Galkina، M. P.؛ Lipunova، N. A. (يونيو 1990). "The Unique Manifestation of the Matter Outflow in the Eclipsing Binary System V361 Lyr". Information Bulletin on Variable Stars. ج. 3472 ع. 3472: 1. Bibcode:1990IBVS.3472....1S.
  31. ↑ Hilditch، R. W.؛ Collier Cameron، A.؛ Hill، G.؛ Bell، S. A.؛ Harries، T. J. (1997). "Spectroscopy and eclipse-mapping of the mass-exchanging binary star V361 LYR". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 291 ع. 4: 749–792. Bibcode:1997MNRAS.291..749H. DOI:10.1093/mnras/291.4.749.
  32. ↑ Abt، H. A.؛ Morrell، N. I. (1995). "The Relation between Rotational Velocities and Spectral Peculiarities among A-Type Stars". Astrophysical Journal Supplement. ج. 99: 135. Bibcode:1995ApJS...99..135A. DOI:10.1086/192182.
  33. ↑ أ ب ت Keenan، P.؛ McNeil، R. (أكتوبر 1989). "The Perkins catalog of revised MK types for the cooler stars". Astrophysical Journal Supplement Series. ج. 71: 245–266. Bibcode:1989ApJS...71..245K. DOI:10.1086/191373. المرجع غلط: وسم <ref> غير صالح؛ الاسم "KeenanMcNeil1989" معرف أكثر من مرة بمحتويات مختلفة.
  34. ↑ Montes، D.؛ López-Santiago، J.؛ Gálvez، M.C.؛ Fernández-Figueroa، M.J.؛ De Castro، E.؛ Cornide، M. (2001). "Late-type members of young stellar kinematic groups - I. Single stars" (PDF). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 328 ع. 1: 45–63. arXiv:astro-ph/0106537. Bibcode:2001MNRAS.328...45M. DOI:10.1046/j.1365-8711.2001.04781.x. مؤرشف من الأصل (PDF) في 2017-09-22. اطلع عليه بتاريخ 2018-11-04.
  35. ↑ Garcia، B. (1989). "A list of MK standard stars". Bulletin d'Information du Centre de Données Stellaires. ج. 36: 27. Bibcode:1989BICDS..36...27G.
  36. ↑ Adelman، S. J. (1998). "Elemental abundance analyses with DAO spectrograms - XIX. The superficially normal B stars ζ Draconis, η Lyrae, 8 Cygni and 22 Cygni". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 296 ع. 4: 856–862. Bibcode:1998MNRAS.296..856A. DOI:10.1046/j.1365-8711.1998.01426.x.
  37. ↑ Graczyk، D.؛ Mikolajewski، M.؛ Leedjarv، L.؛ Frackowiak، S. M.؛ Osiwala، J. P.؛ Puss، A.؛ Tomov، T. (2002). "HP Lyr - Possibly the Hottest RV Tau Type Object". Acta Astronomica. ج. 52: 293–304. arXiv:astro-ph/0210448. Bibcode:2002AcA....52..293G.
  38. ↑ Nemec، James M.؛ Cohen، Judith G.؛ Ripepi، Vincenzo؛ Derekas، Aliz؛ Moskalik، Pawel؛ Sesar، Branimir؛ Chadid، Merieme؛ Bruntt، Hans (2013). "Metal Abundances, Radial Velocities, and Other Physical Characteristics for the Rr Lyrae Stars in Thekeplerfield". The Astrophysical Journal. ج. 773 ع. 2: 181. arXiv:1307.5820. Bibcode:2013ApJ...773..181N. DOI:10.1088/0004-637X/773/2/181.
  39. ↑ Burke، E. W. Jr.؛ Barr، T. H. (1981). "Photometric UBV period study of eight AP stars". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. ج. 93: 344. Bibcode:1981PASP...93..344B. DOI:10.1086/130836.
  40. ↑ Percy، J. R.؛ Dunlop، H.؛ Kassim، L.؛ Thompson، R. R. (2001). "Periods of 25 Pulsating Red Giants". Information Bulletin on Variable Stars. ج. 5041 ع. 5041: 1. Bibcode:2001IBVS.5041....1P.
  41. ↑ Molnar، L.؛ Szabados، L. (2014). "V473 Lyrae, a unique second-overtone Cepheid with two modulation cycles". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 442 ع. 4: 3222–3234. arXiv:1406.0494. Bibcode:2014MNRAS.442.3222M. DOI:10.1093/mnras/stu1091.
  42. ↑ Breger، M. (1981). "The unusual Cepheid HR 7308 with a variable amplitude". The Astrophysical Journal. ج. 249: 666. Bibcode:1981ApJ...249..666B. DOI:10.1086/159327.
  43. ↑ Isles، J. E.؛ Saw، D. R. B. (1989). "Mira Stars - IV: R Cam, R Cas, W Cas, S Cep, T Cep, U Cyg, and S Del". Journal of the British Astronomical Association. ج. 99 ع. 6: 275–281. Bibcode:1989JBAA...99..275I.
  44. ↑ Chen، P.-S.؛ Wang، X.-H. (2001). "IRAS 19111+2555(=S Lyr): A Possible Silicate Carbon Star". Chinese Journal of Astronomy & Astrophysics. ج. 1 ع. 4: 344–348. Bibcode:2001ChJAA...1..344C. DOI:10.1088/1009-9271/1/4/344.
  45. ↑ Gielen، C.؛ Van Winckel، H.؛ Matsuura، M.؛ Min، M.؛ Deroo، P.؛ Waters، L. B. F. M.؛ Dominik، C. (2009). "Analysis of the infrared spectra of the peculiar post-AGB stars EP Lyrae and HD 52961". Astronomy and Astrophysics. ج. 503 ع. 3: 843–854. arXiv:0906.4718. Bibcode:2009A&A...503..843G. DOI:10.1051/0004-6361/200912060.
  46. ↑ أ ب المرجع غلط: اكتب عنوان المرجع فى النُص بين علامة الفتح <ref> وعلامة الافل </ref> فى المرجع objects
  47. ↑ أ ب ت Levy 2005.
  48. ↑ Alonso، Roi؛ Brown، Timothy M.؛ Torres، Guillermo؛ Latham، David W.؛ Sozzetti، Alessandro؛ Mandushev، Georgi؛ Belmonte، Juan A.؛ Charbonneau، David؛ Deeg، Hans J. (2004). "TrES-1: The Transiting Planet of a Bright K0 V Star". The Astrophysical Journal. ج. 613 ع. 2: L153–L156. arXiv:astro-ph/0408421. Bibcode:2004ApJ...613L.153A. DOI:10.1086/425256.
  49. ↑ Dittmann، Jason A.؛ Close، Laird M.؛ Green، Elizabeth M.؛ Fenwick، Mike (2009). "A TENTATIVE DETECTION OF A STARSPOT DURING CONSECUTIVE TRANSITS OF AN EXTRASOLAR PLANET FROM THE GROUND: NO EVIDENCE OF A DOUBLE TRANSITING PLANET SYSTEM AROUND TrES-1". The Astrophysical Journal. ج. 701 ع. 1: 756–763. arXiv:0906.4320. Bibcode:2009ApJ...701..756D. DOI:10.1088/0004-637X/701/1/756.
  50. ↑ Pollacco، D.؛ Skillen، I.؛ Collier Cameron، A.؛ Loeillet، B.؛ Stempels، H. C.؛ Bouchy، F.؛ Gibson، N. P.؛ Hebb، L.؛ Hébrard، G. (2008). "WASP-3b: a strongly irradiated transiting gas-giant planet". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 385 ع. 3: 1576–1584. arXiv:0711.0126. Bibcode:2008MNRAS.385.1576P. DOI:10.1111/j.1365-2966.2008.12939.x.
  51. ↑ Maciejewski، G.؛ Niedzielski، A.؛ Wolszczan، A.؛ Nowak، G.؛ Neuhäuser، R.؛ Winn، J. N.؛ Deka، B.؛ Adamów، M.؛ Górecka، M. (2013). "Constraints on a Second Planet in the Wasp-3 System". The Astronomical Journal. ج. 146 ع. 6: 147. arXiv:1309.6733. Bibcode:2013AJ....146..147M. DOI:10.1088/0004-6256/146/6/147.
  52. ↑ أ ب Borucki، William J.؛ وآخرون (18 أبريل 2013). "Kepler-62: A Five-Planet System with Planets of 1.4 and 1.6 Earth Radii in the Habitable Zone". Science Express. ج. 340 ع. 6132: 587–90. arXiv:1304.7387. Bibcode:2013Sci...340..587B. DOI:10.1126/science.1234702. PMID:23599262. اطلع عليه بتاريخ 2022-03-18.
  53. ↑ Johnson، Michele؛ Harrington، J.D. (18 أبريل 2013). "NASA's Kepler Discovers Its Smallest 'Habitable Zone' Planets to Date". NASA. مؤرشف من الأصل في 2020-05-08. اطلع عليه بتاريخ 2022-03-18.


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

اتجابت من "https://arz.wikipedia.org/w/index.php?title=ليرا&oldid=10837824"