DOCSLIB.ORG

DAKW 46 2 0317-0349.Pdf

Total Page：16

File Type：pdf, Size：1020Kb

Download full-text PDF Read full-text
DAKW 46 2 0317-0349.Pdf ZOBODAT - www.zobodat.at Zoologisch-Botanische Datenbank/Zoological-Botanical Database Digitale Literatur/Digital Literature Zeitschrift/Journal: Denkschriften der Akademie der Wissenschaften.Math.Natw.Kl. Frueher: Denkschr.der Kaiserlichen Akad. der Wissenschaften. Fortgesetzt: Denkschr.oest.Akad.Wiss.Mathem.Naturw.Klasse. Jahr/Year: 1883 Band/Volume: 46_2 Autor(en)/Author(s): Herz Norbert, Strobl Josef Artikel/Article: Reduction des AuwersŽschen Fundamental-Cataloges auf die Le VerrierŽschen Praecessionscoefficienten. 317-349 317 REDUCTION DES AITWERS'SCHEN FUNDAMENTAL-CATALOGES AUF DIE LE-VERRIER'SOMEN PEAEGESSIONSCOEFFICIENTEN. D,!- NORBERT HE HZ UND JOSEF STROBE. VORGBr,EGT IN DER SITZUNG DER MATIIKMATISOH-NATURWrSSKNSCHAFTliICHBN CLASSE AM 16. NOVEMBER 1882. l/er in den „Publicationen der Astronom ischen Gesellschaft XIV" gegebene „Fundamental- Catalog fiiv die Zouenbeobachtungen am nordlichen Himmel", welcher die Positionen und Reductionsgrossen von 539 Sternen fiir das mittlere Aquinoetium 1875-0 enthalt, nebst der in der „Viertel- ja brsschrift der Astronomischen Gesellschaft XV" enthaltenen Fortsetzung fiir 83 sttdliche Sterne ist durch die Beniitzung der zablreichen Beobachtungen, die an verschiedenen Sternwarten gemacht warden, thatsachlich zu einem Fundamente fur die Fixsternbestimmung geworden, indem es einen bohen Grad der Wahrscheinlichkeit hat, dass die constanten Fehler, welche der Beobachtungsreihe einer Sternwarte ange- boren, mdglichst eliminirt sind; denn die constanten Differenzen, die sich aus den, in den verschiedenen Fix- sternverzeichnissen niedergelegtcn Beobaclitungen eines einzigen Beobacbtungsortes finden, haben bei Ableitung der walirseheinlichsten Positionen strenge Beriicksichtigung geiimden. Fiir die Berechnung der Reductionselemente auf das mittlere Aquinoctium einer anderen Epoche ist die Struve'sche Praecessionsconstante angewendet und demgemass die Eigenbewegung bestimmt worden. In den jetzt allgemein angewandten L e-Terrier'schen Sonnentafeln ist aber eine andere, dem Wesen nach mit der Bessel'scben identiscbe verwendet. I'm nun die Ungleichformigkeit zu bobeben, welcbe sich daraus ergibt, dass einerseits bei den Fixsternen mit der Struve'schen, bei der Sonne aber mit der Bessel'scben Constanten gerechnet wird, und um in beiden Fallen identiscbe Resultate zu erbalten, hat Oppolzer in seinem „Lehr- buch zur Bahnbestimmung von Kometen und Planeten, I. Bd., 2. Aufiage" die auf die Fixsterne ber-iiiglichen Formeln und Tafeln sammtlichDigitised by the Harvard University, mit Ernst Mayrjenem Library of the MuseumWerthe of Comparative Zoologyberechnet, (Cambridge, MA); Original welchen Download from The Biodiversity Le-Verrier Heritage Library http://www.biodiversitylibrary.org/; in seinen www.biologiezentrum.at Sonnentafeln gebraucbt. Diese Le-Verrier'schen Werthe der Constanten der allgemeinen Praecession, sowie die daraus folgenden fur m, n und einigen anderen fiir die Praecessionsreehnung nothigen Grossen finden sich im Lehr- buche, Tafel XI, fur den Zeitraum von 1600 bis 2100 von 10 zu 10 Jahren angegeben, aus welcher Tafel fur 1800 der Werth / = 50' 22336 entnommen wird. 318 Norbert TTerz und Josef Stroll. Newcomb hat in der „Vicrtcljahrsschrift der Astronomisehen Gesellsehaft" fiir 1878, p. 110 aus den auf 1800 tibertragenen Werthen der Praecessionsconstanten nach Bessel (50*214), Struve (50*232) und Nyren (50'219) als wahrscheiidichsten Werth derselben gefunden: 50*225 -HO '010. Die Ubereinstimmung, welche zwisclicn dieser Constanten mit der auf 1800 tibertragenen Le-Verrier'- schen stattfindet — dieDifferenz betragt nur 0*002 — lasst es gerechtfertigt erscheiaen, auf den zwar alteren, aber durch die Newcomb'sche Untersuchung als richtiger erkannten Werth zuriickzugehen und den Funda- mental-Catalog mit Zugmndelegung der ausserst sicheren und allein anwendbaren mittleren Orter desselben auf diese Praecessionsconstante umzurechnen. Die dadurch bewirkten Anderungen afficiren natiirlicli die Eigenbewegungen, die so bestimmt werden miissen, dass die der Beobachtung entnommene jahrliche Ande- rung ungeandert bleibt. Die Glieder zweiter und dritter Ordnung werden aber in beiden Fallen nahezu iden- tisch, weil bei Struve's Berechnung der hoheren Glieder fiir die Praecession nahezu dieselben Planetenmassen angenommen sind, wie bei Le-Verrier. Mchtsdestoweniger zeigt eine Vergleichung der mittleren Orter des Auwers'schen Fundamental-Cata- loges mit denjenigen des vorliegenden umgerechneten Cataloges gewisse, mitunter recht bedeutende Unter- schiede, deren Ursache in dem folgenden Umstande zu suchen ist. Die Vollstandigkeit und Ausftihrlichkeit, mit welcher in dem citirten Lehrbuche von Oppolzer die zur Ubertragung der mittleren Orter auf verschiedene Epochen nothigen Formeln nebst den dazu gehorigen Hilfs- tafeln gegeben sind, veranlassten uns namlich, das vorliegende Sternverzeichniss so einzurichten, dass die daselbst gegebenen, ausserst praktischen Formeln und Hilfsgrossen unmittelbar angewendet werden konnten. Hierzu war es nothig, die mittleren Orter des Fundamental-Cataloges von den denselben noch anhaftenden kleinen Aberrationsgliedern, welche von der Excentricitat der Erdbahn herriihren, und die bislier nicht beriick- sichtigt wurden, sowie von einem, sammtlichen mittleren Sternortern anhaftenden, fiir jeden Stern constanten Gliede zweiter Ordnung zu befreien, woriiber spater ausfiihrlich gesprochen wird. Wenn auch diese Correc- tionen stets sehr klein bleiben und nur bei Polsternen merklicher werden konnen, so haben wir dieselben doch fiir alle Sterne gerechnet, und eine Vergleichung der Positionen des Auwers'schen Cataloges mit dem vorliegenden wird sofort die Grosse des Einflusses erkennen lassen. Der Einfiuss der Eigenbewegung auf die Variatio saecularis ist in dem FundamentahCataloge durch eine veranderliche Eigenbewegung dargestellt, indem die Grosse derselben fiir Sterne, deren Declination grosser als 75° ist, fiir 1865 und 1885 angesetzt ist. Wir haben es aber vorgezogen, den von der Eigenbewegung abhangigen Theil der Variatio saecularis unmittelbar, und zwar fiir alle Sterne des Cataloges nach den spater angefiihrten Formeln zu rechnen, weil die Anwendung in dieser Form durcliaus nicht complicirter ist, und sich vollstandiger mit dem von uns verfolgten Principe eines vollkommenen Anschlusses an die von Oppolzer gegebenen Formeln vereint. Auch fiir das dritte Gliod haben wir aus diesem Grunde eine vielleicht nicht zu unterschatzende Veranderung eintreten lassen. Wir haben dasselbe fiir alle Sterne des Cataloges gerechnet, und zwar wieder direct den von der Eigenbewegung unabhangigon und — was wohl zum ersten Male geschah — den von derselben abhangigen Theil, wahrend im FundamentahCataloge das dritte Glicd nur fiir jene Sterne berUcksichtigt wird, deren Declination grosser als 39° ist. Es zeigte sich dabei, dass es fiir siid- licher als 39° gelegene Sterne oft sehr merklich, ja mitunter bedeutender als fiir andere viel weiter nordlich stehende wird. Rs erlangt in A. R. fiir 2 solche Sterne einen Werth, der grosser als 0'02 ist, namlich fiir Digitised by the Harvard University, Ernst Mayr Library of the Museum of Comparative Zoology (Cambridge, MA); Original Download from The Biodiversity Heritage Library http://www.biodiversitylibrary.org/; www.biologiezentrum.at Nr. 104 und 374, wahrend es z. B. fur Nr. 482 (o = -h68°13') und 493 (^==+71?8') nur -t-0'0009 und -hO'0013 wird. In Declination wird das dritte Glied fiir 17 siidlicher als 39° gelegene Sterne grosser als 0*2, namlich fiir Nr. 14, 16, 27, 34, 49, 135, 136, 144, 152, 352, 357, 408, 412, 419, 426, 431 und 619, wah- 0 rend esz. B. far die Sterne Nr. 484 (£ = -i-72 13'), 485 (8 =-F-76°59') und 493 (£ = +71°8') nur +0*041, beziehungsweise -f-0'039 und —0'072 wird. Der Einfiuss der Eigenbewegung auf das dritte Glied wird grosser als O'OOl in A. R. bei den folgenden dreiSternen: Nr. 177 (*== H-28°31'): — O'OOll; 302 (o = Reduction des Auwers'scken Ftmddmmtal-Caialoges etc. 319 ? r+-38°8'): +0 002G and 445 (8 =s= H-42°2'): —0'0012 und in Declination grosser als O'-'Ol bei Nr. 302 r (&== H-38°8'): — 0 026 und 542 (o = —16°36')| -HO'-014, Die bier angefiihrten Zahlen zeigen zur Geniige, dass auf dieselben bei einer streugen Ubertragung auf grossere Zeitraume hinaus, wie dies wold mitunter vor- kommen kann, Rticksieht genommen werden sollte. Bei der Berechnung wurdeu nun zuerst, wie bereits erwiibnf, die ini Fundamental-Cataloge angefiihrten mittleren Orter von dem denselben noeh anhaftenden, bei der Reduction der Beobaebtungen auf die Epoche. des Cataloges bishcr stets vernachlassigten, von der Excentricitat der Erdbahn abhangigen Gliedc A«0= — h0 sin (H0~ha) sec 5 A §0 = —h0 cos (M0-hcn) sin 5— iQ cos d bel'reit (s. Oppolzer 1. c. p. 115). Mit den fiir 1875-0 geltenden numerischen Werthen von h0, H0 und iu werden die an die Positionen des Fundamental-Cataloges anzubringenden Correctionen: A«0 = 9 ,,5344 sin (350° 5 '3-4-a) seed T AS0 = 9„5344 cos (350° 5 > 3 +•«) sin $ H-8 4077 COS d , wobei die llberstrichenen Zahlen Logarithmen sind. Diese Correction ist keineswegs unbedeutend; sic wird in A. R. grosser als 1" fur 33 Sterne, namlich fiir 19 (— 2'098), 68 (-3;128), 92, 1.11 (—7r094), 137, 217, ? ? 235 (+2 294), 256 (H~5 745), 259, 273, 284 (-+-}7'504), 369, 373, 387, 393, 401, 406, 410, 425, 472, 474, 476, 484,485, 489, 490, 493, 497, 502, 504, 508 (-+-2'081), 509 und 510; in Declination wird sie grosser als 0'3 fiir 27 Sterne, namlich fiir Nr. 19, 31, 162, 168, 169, 171, 173, 184, 334, 388, 840, 344, 345, 346, 347,
Load more

Recommended publications
  • A Hot Subdwarf-White Dwarf Super-Chandrasekhar Candidate
    A hot subdwarf–white dwarf super-Chandrasekhar candidate supernova Ia progenitor Ingrid Pelisoli1,2*, P. Neunteufel3, S. Geier1, T. Kupfer4,5, U. Heber6, A. Irrgang6, D. Schneider6, A. Bastian1, J. van Roestel7, V. Schaffenroth1, and B. N. Barlow8 1Institut fur¨ Physik und Astronomie, Universitat¨ Potsdam, Haus 28, Karl-Liebknecht-Str. 24/25, D-14476 Potsdam-Golm, Germany 2Department of Physics, University of Warwick, Coventry, CV4 7AL, UK 3Max Planck Institut fur¨ Astrophysik, Karl-Schwarzschild-Straße 1, 85748 Garching bei Munchen¨ 4Kavli Institute for Theoretical Physics, University of California, Santa Barbara, CA 93106, USA 5Texas Tech University, Department of Physics & Astronomy, Box 41051, 79409, Lubbock, TX, USA 6Dr. Karl Remeis-Observatory & ECAP, Astronomical Institute, Friedrich-Alexander University Erlangen-Nuremberg (FAU), Sternwartstr. 7, 96049 Bamberg, Germany 7Division of Physics, Mathematics and Astronomy, California Institute of Technology, Pasadena, CA 91125, USA 8Department of Physics and Astronomy, High Point University, High Point, NC 27268, USA *[email protected] ABSTRACT Supernova Ia are bright explosive events that can be used to estimate cosmological distances, allowing us to study the expansion of the Universe. They are understood to result from a thermonuclear detonation in a white dwarf that formed from the exhausted core of a star more massive than the Sun. However, the possible progenitor channels leading to an explosion are a long-standing debate, limiting the precision and accuracy of supernova Ia as distance indicators. Here we present HD 265435, a binary system with an orbital period of less than a hundred minutes, consisting of a white dwarf and a hot subdwarf — a stripped core-helium burning star.
    [Show full text]
  • Naming the Extrasolar Planets
    Naming the extrasolar planets W. Lyra Max Planck Institute for Astronomy, K¨onigstuhl 17, 69177, Heidelberg, Germany [email protected] Abstract and OGLE-TR-182 b, which does not help educators convey the message that these planets are quite similar to Jupiter. Extrasolar planets are not named and are referred to only In stark contrast, the sentence“planet Apollo is a gas giant by their assigned scientific designation. The reason given like Jupiter” is heavily - yet invisibly - coated with Coper- by the IAU to not name the planets is that it is consid- nicanism. ered impractical as planets are expected to be common. I One reason given by the IAU for not considering naming advance some reasons as to why this logic is flawed, and sug- the extrasolar planets is that it is a task deemed impractical. gest names for the 403 extrasolar planet candidates known One source is quoted as having said “if planets are found to as of Oct 2009. The names follow a scheme of association occur very frequently in the Universe, a system of individual with the constellation that the host star pertains to, and names for planets might well rapidly be found equally im- therefore are mostly drawn from Roman-Greek mythology. practicable as it is for stars, as planet discoveries progress.” Other mythologies may also be used given that a suitable 1. This leads to a second argument. It is indeed impractical association is established. to name all stars. But some stars are named nonetheless. In fact, all other classes of astronomical bodies are named.
    [Show full text]
  • Wynyard Planetarium & Observatory a Autumn Observing Notes
    Wynyard Planetarium & Observatory A Autumn Observing Notes Wynyard Planetarium & Observatory PUBLIC OBSERVING – Autumn Tour of the Sky with the Naked Eye CASSIOPEIA Look for the ‘W’ 4 shape 3 Polaris URSA MINOR Notice how the constellations swing around Polaris during the night Pherkad Kochab Is Kochab orange compared 2 to Polaris? Pointers Is Dubhe Dubhe yellowish compared to Merak? 1 Merak THE PLOUGH Figure 1: Sketch of the northern sky in autumn. © Rob Peeling, CaDAS, 2007 version 1.2 Wynyard Planetarium & Observatory PUBLIC OBSERVING – Autumn North 1. On leaving the planetarium, turn around and look northwards over the roof of the building. Close to the horizon is a group of stars like the outline of a saucepan with the handle stretching to your left. This is the Plough (also called the Big Dipper) and is part of the constellation Ursa Major, the Great Bear. The two right-hand stars are called the Pointers. Can you tell that the higher of the two, Dubhe is slightly yellowish compared to the lower, Merak? Check with binoculars. Not all stars are white. The colour shows that Dubhe is cooler than Merak in the same way that red-hot is cooler than white- hot. 2. Use the Pointers to guide you upwards to the next bright star. This is Polaris, the Pole (or North) Star. Note that it is not the brightest star in the sky, a common misconception. Below and to the left are two prominent but fainter stars. These are Kochab and Pherkad, the Guardians of the Pole. Look carefully and you will notice that Kochab is slightly orange when compared to Polaris.
    [Show full text]
  • The Midnight Sky: Familiar Notes on the Stars and Planets, Edward Durkin, July 15, 1869 a Good Way to Start – Find North
    The expression "dog days" refers to the period from July 3 through Aug. 11 when our brightest night star, SIRIUS (aka the dog star), rises in conjunction* with the sun. Conjunction, in astronomy, is defined as the apparent meeting or passing of two celestial bodies. TAAS Fabulous Fifty A program for those new to astronomy Friday Evening, July 20, 2018, 8:00 pm All TAAS and other new and not so new astronomers are welcome. What is the TAAS Fabulous 50 Program? It is a set of 4 meetings spread across a calendar year in which a beginner to astronomy learns to locate 50 of the most prominent night sky objects visible to the naked eye. These include stars, constellations, asterisms, and Messier objects. Methodology 1. Meeting dates for each season in year 2018 Winter Jan 19 Spring Apr 20 Summer Jul 20 Fall Oct 19 2. Locate the brightest and easiest to observe stars and associated constellations 3. Add new prominent constellations for each season Tonight’s Schedule 8:00 pm – We meet inside for a slide presentation overview of the Summer sky. 8:40 pm – View night sky outside The Midnight Sky: Familiar Notes on the Stars and Planets, Edward Durkin, July 15, 1869 A Good Way to Start – Find North Polaris North Star Polaris is about the 50th brightest star. It appears isolated making it easy to identify. Circumpolar Stars Polaris Horizon Line Albuquerque -- 35° N Circumpolar Stars Capella the Goat Star AS THE WORLD TURNS The Circle of Perpetual Apparition for Albuquerque Deneb 1 URSA MINOR 2 3 2 URSA MAJOR & Vega BIG DIPPER 1 3 Draco 4 Camelopardalis 6 4 Deneb 5 CASSIOPEIA 5 6 Cepheus Capella the Goat Star 2 3 1 Draco Ursa Minor Ursa Major 6 Camelopardalis 4 Cassiopeia 5 Cepheus Clock and Calendar A single map of the stars can show the places of the stars at different hours and months of the year in consequence of the earth’s two primary movements: Daily Clock The rotation of the earth on it's own axis amounts to 360 degrees in 24 hours, or 15 degrees per hour (360/24).
    [Show full text]
  • Jahresbericht 1997 Zum Titelbild: Ein Neugeborener Stern (Kreuz), Tief in Den Staub Der Molekülwolke L1551 Eingebettet, Aus Der Er Entstand
    Max-Planck-Institut für Astronomie Heidelberg-Königstuhl Jahresbericht 1997 Zum Titelbild: Ein neugeborener Stern (Kreuz), tief in den Staub der Molekülwolke L1551 eingebettet, aus der er entstand. Er ist nicht im Optischen, sondern nur als Infrarotquelle zu erkennen. Er emittiert in Polrichtung einen hellen Jet aus ioni- siertem Gas, beleuchtet einen ausgedehnten Reflexionsnebel, und regt die Herbig-Haro-Objekte HH 28 und HH 29 zum eigenen Leuchten an. Mehr dazu auf Seite 23–29. Max-Planck-Institut für Astronomie Heidelberg-Königstuhl Jahresbericht 1997 Das Max-Planck-Institut für Astronomie Geschäftsführende Direktoren: Prof. Dr. Steven Beckwith (bis 31. 8.), Prof. Dr. Immo Appenzeller (ab 1.8.1998) Wissenschaftliche Mitglieder, Kollegium, Direktoren: Prof. Dr. Immo Appenzeller (ab 1.8.1998, kommissarisch), Prof. Dr. Steven Beckwith, (ab 1. 9. 1998 beurlaubt), Prof. Dr. Hans Elsässer (bis 31. 3. 1997), Prof. Dr. Hans-Walter Rix (ab 1. 1. 1999). Fachbeirat: Prof. R. Bender, München; Prof. R.-J. Dettmar, Bochum; Prof. G. Hasinger, Potsdam; Prof. P. Léna, Meudon; Prof. M. Moles Villlamate, Madrid, Prof. F. Pacini, Firenze; Prof. K.-H. Schmidt, Potsdam; Prof. P.A. Strittmatter, Tuscon; Prof. S.D.M. White, Garching; Prof. L. Woltjer, St. Michel Obs. Derzeit hat das MPIA rund 160 Mitarbeiter, davon 43 Wissenschaftler, 37 Nachwuchs- und Gastwissenschaftler sowie 80 Techniker und Verwaltungsangestellte. Studenten der Fakultät für Physik und Astronomie der Universität Heidelberg führen am Institut Diplom- und Doktorarbeiten aus. In den Werkstätten des Instituts werden ständig Lehrlinge ausgebildet. Anschrift: MPI für Astronomie, Königstuhl 17, D-69117 Heidelberg. Telefon: 0049-6221-5280, Fax: 0049-6221-528246. E-mail: [email protected], Anonymous ftp: ftp.mpia-hd.mpg.de Homepage: http://www.mpia-hd.mpg.de Isophot Datacenter : [email protected].
    [Show full text]
  • Exodata: a Python Package to Handle Large Exoplanet Catalogue Data
    ExoData: A Python package to handle large exoplanet catalogue data Ryan Varley Department of Physics & Astronomy, University College London 132 Hampstead Road, London, NW1 2PS, United Kingdom [email protected] Abstract Exoplanet science often involves using the system parameters of real exoplanets for tasks such as simulations, fitting routines, and target selection for proposals. Several exoplanet catalogues are already well established but often lack a version history and code friendly interfaces. Software that bridges the barrier between the catalogues and code enables users to improve the specific repeatability of results by facilitating the retrieval of exact system parameters used in an arti- cles results along with unifying the equations and software used. As exoplanet science moves towards large data, gone are the days where researchers can recall the current population from memory. An interface able to query the population now becomes invaluable for target selection and population analysis. ExoData is a Python interface and exploratory analysis tool for the Open Exoplanet Cata- logue. It allows the loading of exoplanet systems into Python as objects (Planet, Star, Binary etc) from which common orbital and system equations can be calculated and measured parame- ters retrieved. This allows researchers to use tested code of the common equations they require (with units) and provides a large science input catalogue of planets for easy plotting and use in research. Advanced querying of targets are possible using the database and Python programming language. ExoData is also able to parse spectral types and fill in missing parameters according to programmable specifications and equations. Examples of use cases are integration of equations into data reduction pipelines, selecting planets for observing proposals and as an input catalogue to large scale simulation and analysis of planets.
    [Show full text]
  • The Extragalactic Distance Scale
    The Extragalactic Distance Scale Published in "Stellar astrophysics for the local group" : VIII Canary Islands Winter School of Astrophysics. Edited by A. Aparicio, A. Herrero, and F. Sanchez. Cambridge ; New York : Cambridge University Press, 1998 Calibration of the Extragalactic Distance Scale By BARRY F. MADORE1, WENDY L. FREEDMAN2 1NASA/IPAC Extragalactic Database, Infrared Processing & Analysis Center, California Institute of Technology, Jet Propulsion Laboratory, Pasadena, CA 91125, USA 2Observatories, Carnegie Institution of Washington, 813 Santa Barbara St., Pasadena CA 91101, USA The calibration and use of Cepheids as primary distance indicators is reviewed in the context of the extragalactic distance scale. Comparison is made with the independently calibrated Population II distance scale and found to be consistent at the 10% level. The combined use of ground-based facilities and the Hubble Space Telescope now allow for the application of the Cepheid Period-Luminosity relation out to distances in excess of 20 Mpc. Calibration of secondary distance indicators and the direct determination of distances to galaxies in the field as well as in the Virgo and Fornax clusters allows for multiple paths to the determination of the absolute rate of the expansion of the Universe parameterized by the Hubble constant. At this point in the reduction and analysis of Key Project galaxies H0 = 72km/ sec/Mpc ± 2 (random) ± 12 [systematic]. Table of Contents INTRODUCTION TO THE LECTURES CEPHEIDS BRIEF SUMMARY OF THE OBSERVED PROPERTIES OF CEPHEID
    [Show full text]
  • Deep-Sky Objects - Autumn Collection an Addition To: Explore the Universe Observing Certificate Third Edition RASC NW Cons Object Mag
    Deep-Sky Objects - Autumn Collection An addition to: Explore the Universe Observing Certificate Third Edition RASC NW Cons Object Mag. PSA Observation Notes: Chart RA Dec Chart 1) Date Time 2 Equipment) 3) Notes # Observing Notes # Sgr M24 The Sagittarias Star Cloud 1. Mag 4.60 RA 18:16.5 Dec -18:50 Distance: 10.0 2. (kly)Star cloud, 95’ x 35’, Small Sagittarius star cloud 3. lies a little over 7 degrees north of teapot lid. Look for 7,8 dark Lanes! Wealth of stars. M24 has dark nebula 67 (interstellar dust – often visible in the infrared (cooler radiation)). Barnard 92 – near the edge northwest – oval in shape. Ref: Celestial Sampler Floating on Cloud 24, p.112 Sgr M18 - 1. RA 18 19.9, Dec -17.08 Distance: 4.9 (kly) 2. Lies less than 1deg above the northern edge of M24. 3 8 Often bypassed by showy neighbours, it is visible as a 67 small hazy patch. Note it's much closer (1/2 the distance) as compared to M24 (10kly) Sgr M17 (Swan Nebula) and M16 – HII region 1. Nebula and Open Clusters 2. 8 67 M17 Wikipedia 3. Ref: Celestial Sampler p. 113 Sct M11 Wild Duck Cluster 5.80 1. 18:51.1 -06:16 Distance: 6.0 (kly) 2. Open cluster, 13’, You can find the “wild duck” cluster, 3. as Admiral Smyth called it, nearly three degrees west of 67 8 Aquila’s beak lying in one of the densest parts of the summer Milky Way: the Scutum Star Cloud. 9 64 10 Vul M27 Dumbbell Nebula 1.
    [Show full text]
  • 134, December 2007
    British Astronomical Association VARIABLE STAR SECTION CIRCULAR No 134, December 2007 Contents AB Andromedae Primary Minima ......................................... inside front cover From the Director ............................................................................................. 1 Recurrent Objects Programme and Long Term Polar Programme News............4 Eclipsing Binary News ..................................................................................... 5 Chart News ...................................................................................................... 7 CE Lyncis ......................................................................................................... 9 New Chart for CE and SV Lyncis ........................................................ 10 SV Lyncis Light Curves 1971-2007 ............................................................... 11 An Introduction to Measuring Variable Stars using a CCD Camera..............13 Cataclysmic Variables-Some Recent Experiences ........................................... 16 The UK Virtual Observatory ......................................................................... 18 A New Infrared Variable in Scutum ................................................................ 22 The Life and Times of Charles Frederick Butterworth, FRAS........................24 A Hard Day’s Night: Day-to-Day Photometry of Vega and Beta Lyrae.........28 Delta Cephei, 2007 ......................................................................................... 33
    [Show full text]
  • IAU Division C Working Group on Star Names 2019 Annual Report
    IAU Division C Working Group on Star Names 2019 Annual Report Eric Mamajek (chair, USA) WG Members: Juan Antonio Belmote Avilés (Spain), Sze-leung Cheung (Thailand), Beatriz García (Argentina), Steven Gullberg (USA), Duane Hamacher (Australia), Susanne M. Hoffmann (Germany), Alejandro López (Argentina), Javier Mejuto (Honduras), Thierry Montmerle (France), Jay Pasachoff (USA), Ian Ridpath (UK), Clive Ruggles (UK), B.S. Shylaja (India), Robert van Gent (Netherlands), Hitoshi Yamaoka (Japan) WG Associates: Danielle Adams (USA), Yunli Shi (China), Doris Vickers (Austria) WGSN Website: https://www.iau.org/science/scientific_bodies/working_groups/280/ ​ WGSN Email: [email protected] ​ The Working Group on Star Names (WGSN) consists of an international group of astronomers with expertise in stellar astronomy, astronomical history, and cultural astronomy who research and catalog proper names for stars for use by the international astronomical community, and also to aid the recognition and preservation of intangible astronomical heritage. The Terms of Reference and membership for WG Star Names (WGSN) are provided at the IAU website: https://www.iau.org/science/scientific_bodies/working_groups/280/. ​ ​ ​ WGSN was re-proposed to Division C and was approved in April 2019 as a functional WG whose scope extends beyond the normal 3-year cycle of IAU working groups. The WGSN was specifically called out on p. 22 of IAU Strategic Plan 2020-2030: “The IAU serves as the ​ internationally recognised authority for assigning designations to celestial bodies and their surface features. To do so, the IAU has a number of Working Groups on various topics, most notably on the nomenclature of small bodies in the Solar System and planetary systems under Division F and on Star Names under Division C.” WGSN continues its long term activity of researching cultural astronomy literature for star names, and researching etymologies with the goal of adding this information to the WGSN’s online materials.
    [Show full text]
  • Stellarium for Cultural Astronomy Research
    RESEARCH The Simulated Sky: Stellarium for Cultural Astronomy Research Georg Zotti Ludwig Boltzmann Institute for Archaeological Prospection and Virtual Archaeology, Vienna, Austria [email protected] Susanne M. Hoffmann Friedrich-Schiller-Universität Jena, Michael-Stifel-Center/ Institut für Informatik and Physikalisch- Astronomische Fakultät, Jena, Germany [email protected] Alexander Wolf Altai State Pedagogical University, Barnaul, Russia [email protected] Fabien Chéreau Stellarium Labs, Toulouse, France [email protected] Guillaume Chéreau Noctua Software, Hong Kong [email protected] Abstract: For centuries, the rich nocturnal environment of the starry sky could be modelled only by analogue tools such as paper planispheres, atlases, globes and numerical tables. The immer- sive sky simulator of the twentieth century, the optomechanical planetarium, provided new ways for representing and teaching about the sky, but the high construction and running costs meant that they have not become common. However, in recent decades, “desktop planetarium programs” running on personal computers have gained wide attention. Modern incarnations are immensely versatile tools, mostly targeted towards the community of amateur astronomers and for knowledge transfer in transdisciplinary research. Cultural astronomers also value the possibili- ties they give of simulating the skies of past times or other cultures. With this paper, we provide JSA 6.2 (2020) 221–258 ISSN (print) 2055-348X https://doi.org/10.1558/jsa.17822 ISSN (online) 2055-3498 222 Georg Zotti et al. an extended presentation of the open-source project Stellarium, which in the last few years has been enriched with capabilities for cultural astronomy research not found in similar, commercial alternatives.
    [Show full text]
  • Annual Report / Rapport Annuel / Jahresbericht 1996
    Annual Report / Rapport annuel / Jahresbericht 1996 ✦ ✦ ✦ E U R O P E A N S O U T H E R N O B S E R V A T O R Y ES O✦ 99 COVER COUVERTURE UMSCHLAG Beta Pictoris, as observed in scattered light Beta Pictoris, observée en lumière diffusée Beta Pictoris, im Streulicht bei 1,25 µm (J- at 1.25 microns (J band) with the ESO à 1,25 microns (bande J) avec le système Band) beobachtet mit dem adaptiven opti- ADONIS adaptive optics system at the 3.6-m d’optique adaptative de l’ESO, ADONIS, au schen System ADONIS am ESO-3,6-m-Tele- telescope and the Observatoire de Grenoble télescope de 3,60 m et le coronographe de skop und dem Koronographen des Obser- coronograph. l’observatoire de Grenoble. vatoriums von Grenoble. The combination of high angular resolution La combinaison de haute résolution angu- Die Kombination von hoher Winkelauflö- (0.12 arcsec) and high dynamical range laire (0,12 arcsec) et de gamme dynamique sung (0,12 Bogensekunden) und hohem dy- (105) allows to image the disk to only 24 AU élevée (105) permet de reproduire le disque namischen Bereich (105) erlaubt es, die from the star. Inside 50 AU, the main plane jusqu’à seulement 24 UA de l’étoile. A Scheibe bis zu einem Abstand von nur 24 AE of the disk is inclined with respect to the l’intérieur de 50 UA, le plan principal du vom Stern abzubilden. Innerhalb von 50 AE outer part. Observers: J.-L. Beuzit, A.-M.
    [Show full text]