Sao biến quang (tiếng Anh: variable star) là các ngôi saođộ sáng thay đổi đều đặn hoặc không đều đặn. Chu kỳ biến đổi của độ sáng có thể là vài giờ hoặc vài năm. Biên độ dao động có thể là từ 15 đến 17 cấp sao. Có 3 nhóm sao biến quang:

  • Sao biến quang co giãn.
  • Sao biến quang bùng phát.
  • Sao biến quang biến động lớn.
So sánh hình ảnh VLT-SPHERE của Betelgeuse vào tháng 1 năm 2019 và tháng 12 năm 2019, cho thấy sự thay đổi về độ sáng và hình dạng. Betelgeuse là một sao biến quang.

Nhiều, có thể là hầu hết, các ngôi sao có ít nhất một số thay đổi về độ sáng: ví dụ, lượng năng lượng phát ra từ Mặt Trời thay đổi khoảng 0,1% trong chu kỳ Mặt Trời 11 năm.[1]

Khám phá Sửa đổi

Một cuốn lịch Ai Cập cổ đại về những ngày may mắn và không may mắn được soạn ra cách đây khoảng 3.200 năm có thể là tài liệu lịch sử lâu đời nhất được bảo tồn về việc phát hiện ra một sao biến quang, hệ sao đôi Algol.[2][3][4] Thổ dân Úc cũng được biết là đã quan sát thấy sự biến quang của Betelgeuse và Antares, kết hợp những thay đổi về độ sáng này vào những câu chuyện được truyền miệng.[5][6][7]

Trong số các nhà thiên văn học hiện đại, ngôi sao biến quang đầu tiên được xác định vào năm 1638 khi Johannes Holwarda nhận thấy rằng Omicron Ceti (sau này được đặt tên là Mira) dao động (pulsated) trong chu kỳ kéo dài 11 tháng; ngôi sao trước đó đã được David Fabricius mô tả là một tân tinh vào năm 1596. Khám phá này, cùng với các siêu tân tinh được quan sát vào năm 1572 và 1604, đã chứng minh rằng bầu trời đầy sao không phải là bất biến như Aristotle và các triết gia cổ đại khác đã quan niệm. Bằng cách này, việc phát hiện ra các sao biến quang đã góp phần vào cuộc cách mạng thiên văn học thế kỷ XVI và đầu thế kỷ XVII.

Ngôi sao biến quang thứ hai được mô tả là hệ sao đôi che khuất Algol bởi Geminiano Montanari năm 1669; John Goodricke đã đưa ra lời giải thích chính xác về tính biến quang của nó vào năm 1784. Chi Cygni được Gottfried Kirch xác định vào năm 1686, sau đó là R Hydrae vào năm 1704 bởi Giovanni Domenico Maraldi. Đến năm 1786, 10 ngôi sao biến quang đã được biết đến. Kể từ năm 1850, số lượng sao biến quang được biết đến đã tăng lên nhanh chóng, đặc biệt là sau năm 1890, khi người ta có thể xác định được sao biến quang bằng phương pháp chụp ảnh.

Ấn bản mới nhất của General Catalogue of Variable Stars[8] (2008) đã liệt kê hơn 46.000 sao biến quang trong Dải Ngân Hà, cũng như 10.000 ngôi sao biến quang trong các thiên hà khác và hơn 10.000 sao nghi là sao biến quang.

Phát hiện sự biến quang Sửa đổi

Các loại biến quang phổ biến nhất liên quan đến những thay đổi về độ sáng, nhưng các loại biến quang khác cũng xảy ra, đặc biệt là những thay đổi trong quang phổ. Bằng cách kết hợp dữ liệu đường cong ánh sáng (light curve) với những thay đổi quang phổ quan sát được, các nhà thiên văn học thường có thể giải thích tại sao một ngôi sao cụ thể lại có thể biến quang.

Quan sát sao biến quang Sửa đổi

 
Một sao biến quang xanh, Eta Carinae, trong tinh vân Thuyền Để.

Các sao biến quang thường được phân tích bằng phép đo sángquang phổ kế và spectroscopy. Các phép đo về sự thay đổi độ sáng của chúng có thể được vẽ để tạo ra các đường cong ánh sáng. Đối với các sao biến quang thông thường, chu kỳ biến quang và biên độ của nó có thể được xác định rất rõ ràng. Tuy nhiên, đối với nhiều sao biến quang, những đại lượng này có thể thay đổi chậm theo thời gian, hoặc thậm chí từ thời kỳ này sang thời kỳ khác. Độ sáng đỉnh trong đường cong ánh sáng được gọi là maxima, trong khi độ sáng đáy được gọi là minima.

Các nhà thiên văn học nghiệp dư có thể thực hiện các nghiên cứu khoa học hữu ích về các sao biến quang bằng cách so sánh trực quan ngôi sao đó với các ngôi sao khác trong cùng một trường quan sát bằng kính thiên văn có cường độ đã biết và không đổi. Bằng cách ước tính cấp sao của sao biến quang và ghi lại thời gian quan sát, có thể xây dựng được đường cong ánh sáng trực quan. American Association of Variable Star Observers đã thu thập những quan sát như vậy từ những người tham gia trên khắp thế giới và chia sẻ dữ liệu với cộng đồng khoa học.

Từ đường cong ánh sáng, dữ liệu sau được rút ra:

  • Sự thay đổi độ sáng là định kỳ, bán định kỳ, không đều hay duy nhất?
  • Chu kỳ dao động độ sáng là như thế nào?
  • Hình dạng của đường cong ánh sáng là gì (đối xứng hay không, mỗi chu kỳ chỉ có một hay nhiều minima,...)?

Từ quang phổ, dữ liệu sau đây được rút ra:

  • Đó là loại sao gì: nhiệt độ của ngôi sao đó là bao nhiêu, loại sao của nó (sao lùnsao khổng lồsao siêu khổng lồ,...)?
  • Nó là một ngôi sao hay là một hệ sao đôi? (Quang phổ kết hợp của một hệ sao đôi có thể cho thấy các phần tử từ quang phổ của từng ngôi sao thành viên).
  • Quang phổ có thay đổi theo thời gian không (ví dụ, một ngôi sao có thể trở nên nóng hơn và lạnh hơn theo chu kỳ)?
  • Những thay đổi về độ sáng có thể phụ thuộc nhiều vào phần quang phổ được quan sát (ví dụ, có những biến đổi lớn trong ánh sáng nhìn thấy được ​​nhưng hầu như không có bất kỳ thay đổi nào trong ánh sáng hồng ngoại).
  • Nếu bước sóng của các vạch quang phổ bị dịch chuyển thì điều này sẽ giúp suy ra các chuyển động (ví dụ, sự phồng lên và co lại định kỳ của một ngôi sao, sự quay của sao, hoặc một lớp vỏ khí đang giãn nở) (hiệu ứng Doppler).
  • Các đường phát xạ hoặc hấp thụ bất thường có thể là dấu hiệu của bầu khí quyển sao nóng hoặc là các đám mây khí bao quanh ngôi sao.

Trong rất ít trường hợp, có thể tạo ra hình ảnh của một đĩa sao. Chúng có thể cho thấy những đốm sẫm màu hơn trên bề mặt của nó.

Danh pháp Sửa đổi

Trong một chòm sao nhất định, các ngôi sao biến quang đầu tiên được phát hiện được ký hiệu bằng các chữ cái từ R đến Z, ví dụ R Andromedae . Hệ thống danh pháp này được phát triển bởi Friedrich W. Argelander , người đã đưa ra biến số chưa được đặt tên đầu tiên trong một chòm sao bằng chữ R, chữ cái đầu tiên không được Bayer sử dụng . Các chữ cái RR đến RZ, SS đến SZ, cho đến ZZ được sử dụng cho những khám phá tiếp theo, ví dụ RR Lyrae . Những khám phá sau này đã sử dụng các chữ cái từ AA đến AZ, BB đến BZ và lên đến QQ đến QZ (với J bị lược bỏ). Khi 334 kết hợp đó đã hết, các biến sẽ được đánh số theo thứ tự khám phá, bắt đầu từ tiền tố V335 trở đi.

Phân loại sao biến quang Sửa đổi

Các sao biến quang có thể là nội tại hoặc ngoại sinh .

Sao biến quang nội tại : những ngôi sao trong đó sự biến đổi được gây ra bởi những thay đổi về tính chất vật lý của chính các ngôi sao. Thể loại này có thể được chia thành ba nhóm nhỏ.Các biến thể dao động, các ngôi sao có bán kính luân phiên giãn nở và co lại như một phần của quá trình lão hóa tiến hóa tự nhiên của chúng.Các biến thể phun trào, các ngôi sao trải qua các vụ phun trào trên bề mặt của chúng như pháo sáng hoặc phóng ra hàng loạt. Các sao biến quang thảm khốc hoặc bùng nổ, các ngôi sao trải qua sự thay đổi thảm khốc về tính chất của chúng như tân tinh và siêu tân tinh.

Sao biến quang bên ngoài : những ngôi sao trong đó sự biến đổi được gây ra bởi các đặc tính bên ngoài như sự quay hoặc nhật thực. Có hai nhóm nhỏ chính.Các hệ sao đôi che khuất, các ngôi sao đôi , khi nhìn từ vị trí thuận lợi của Trái đất , các ngôi sao thỉnh thoảng che khuất lẫn nhau khi chúng quay quanh.Các biến quay, các ngôi sao có sự biến đổi là do các hiện tượng liên quan đến chuyển động quay của chúng gây ra. Ví dụ như những ngôi sao có "vết đen mặt trời" cực lớn ảnh hưởng đến độ sáng biểu kiến ​​hoặc những ngôi sao có tốc độ quay nhanh khiến chúng có hình dạng elip.

Bản thân các nhóm nhỏ này lại được chia thành các loại sao biến quang cụ thể thường được đặt tên theo nguyên mẫu của chúng. Ví dụ, các tân tinh lùn được chỉ định là sao U Geminorum theo tên ngôi sao được công nhận đầu tiên trong lớp, U Geminorum .

Sao biến quang nội tại Sửa đổi

 
Các loại sao biến nội tại trong Biểu đồ Hertzsprung–Russell

.

Ví dụ về các loại trong các bộ phận này được đưa ra dưới đây.

Sao xung biến quang Sửa đổi

Các ngôi sao dao động phồng lên và co lại, ảnh hưởng đến độ sáng và quang phổ của chúng. Các xung thường được chia thành: xuyên tâm , trong đó toàn bộ ngôi sao giãn nở và co lại; và không xuyên tâm , trong đó một phần của ngôi sao nở ra trong khi phần khác co lại.

Tùy thuộc vào loại sao xung và vị trí của nó trong ngôi sao, có một tần số tự nhiên hoặc tần số cơ bản xác định chu kỳ của ngôi sao. Các ngôi sao cũng có thể dao động ở dạng hài hòa hoặc âm bội có tần số cao hơn, tương ứng với khoảng thời gian ngắn hơn. Các sao biến thiên dao động đôi khi có một chu kỳ được xác định rõ ràng, nhưng chúng thường dao động đồng thời với nhiều tần số và cần phải phân tích phức tạp để xác định các chu kỳ giao thoa riêng biệt . Trong một số trường hợp, các xung không có tần số xác định, gây ra sự biến đổi ngẫu nhiên, được gọi là ngẫu nhiên . Nghiên cứu về phần bên trong của các sao sử dụng xung động của chúng được gọi là địa chấn học tiểu hành tinh .

Giai đoạn giãn nở của xung được gây ra bởi sự chặn dòng năng lượng bên trong bởi vật chất có độ mờ cao, nhưng điều này phải xảy ra ở một độ sâu cụ thể của ngôi sao để tạo ra các xung có thể nhìn thấy được. Nếu sự giãn nở xảy ra bên dưới vùng đối lưu thì sẽ không nhìn thấy được sự biến đổi trên bề mặt. Nếu sự giãn nở xảy ra quá gần bề mặt thì lực phục hồi sẽ quá yếu để tạo ra xung động. Lực phục hồi để tạo ra pha co của xung có thể là áp suất nếu xung xảy ra ở lớp không suy biến sâu bên trong một ngôi sao và đây được gọi là chế độ âm thanh hoặc áp suất của xung, viết tắt là chế độ p . Trong các trường hợp khác, lực phục hồi là trọng lực và đây được gọi là g-mode. Các ngôi sao biến quang thường chỉ dao động theo một trong các chế độ này.

Sao biến quang Cepheid Sửa đổi

Nhóm này bao gồm một số loại sao dao động, tất cả đều được tìm thấy trên dải không ổn định , phồng lên và co lại rất thường xuyên do sự cộng hưởng khối lượng của chính ngôi sao gây ra , nói chung là do tần số cơ bản . Nói chung, cơ chế van Eddington cho các biến số xung được cho là nguyên nhân gây ra các xung giống cepheid. Mỗi nhóm con trên dải không ổn định có mối quan hệ cố định giữa chu kỳ và cường độ tuyệt đối, cũng như mối quan hệ giữa chu kỳ và mật độ trung bình của sao. Mối quan hệ chu kỳ-độ sáng lần đầu tiên được thiết lập cho Delta Cepheids bởi Henrietta Leavitt, và làm cho các Cepheid có độ sáng cao này trở nên rất hữu ích trong việc xác định khoảng cách đến các thiên hà trong Nhóm Địa phương và xa hơn nữa. Edwin Hubble đã sử dụng phương pháp này để chứng minh rằng cái gọi là tinh vân xoắn ốc thực chất là những thiên hà ở xa.

Lưu ý rằng các Cepheid chỉ được đặt tên theo Delta Cephei , trong khi một lớp biến hoàn toàn riêng biệt được đặt tên theo Beta Cephei.

Sao biến quang Cepheid cổ điển Sửa đổi

Cepheids cổ điển (hoặc các biến Delta Cephei) là các siêu sao màu vàng quần thể I (trẻ, to lớn và sáng) trải qua các xung với chu kỳ rất đều đặn theo thứ tự từ ngày đến tháng. Vào ngày 10 tháng 9 năm 1784, Edward Pigott đã phát hiện ra sự biến thiên của Eta Aquilae , đại diện đầu tiên được biết đến của lớp biến Cepheid. Tuy nhiên, tên gọi của các Cepheid cổ điển là ngôi sao Delta Cephei , được phát hiện bởi John Goodricke vài tháng sau đó.

Biến quang Cepheid loại II Sửa đổi

Các sao Cepheid loại II (trong lịch sử được gọi là sao W Virginis) có xung ánh sáng cực kỳ đều đặn và mối quan hệ độ sáng giống như các biến thiên δ Cephei, vì vậy ban đầu chúng bị nhầm lẫn với loại sau. Các sao Cepheid loại II thuộc về các sao thuộc Quần thể II già hơn so với các sao Cepheid loại I. Loại II có độ kim loại thấp hơn một chút, khối lượng thấp hơn nhiều, độ sáng thấp hơn một chút và mối quan hệ giữa độ sáng và chu kỳ lệch một chút, vì vậy điều quan trọng là phải biết loại sao nào đang được quan sát.

Biến quang kiểu RR Lyrae Sửa đổi

Những ngôi sao này có phần giống với Cepheids, nhưng không sáng bằng và có chu kỳ ngắn hơn. Chúng già hơn Cepheid loại I, thuộc Quần thể II , nhưng có khối lượng thấp hơn Cepheid loại II. Do sự xuất hiện phổ biến của chúng trong các cụm sao cầu nên đôi khi chúng còn được gọi là cụm Cepheids . Chúng cũng có mối quan hệ chu kỳ-độ sáng được thiết lập rõ ràng và do đó cũng hữu ích như các chỉ báo khoảng cách. Những ngôi sao loại A này có độ sáng thay đổi khoảng 0,2–2 (thay đổi độ sáng từ 20% đến hơn 500%) trong khoảng thời gian từ vài giờ đến một ngày hoặc hơn.

Sao biến quang kiểu Delta Scuti Sửa đổi

Các biến số Delta Scuti (δ Sct) tương tự như Cepheids nhưng mờ hơn nhiều và có chu kỳ ngắn hơn nhiều. Chúng từng được biết đến với cái tên Cepheids lùn . Chúng thường thể hiện nhiều chu kỳ chồng lên nhau, kết hợp lại tạo thành một đường cong ánh sáng cực kỳ phức tạp. Ngôi sao δ Scuti điển hình có biên độ 0,003–0,9 độ sáng (thay đổi độ sáng từ 0,3% đến khoảng 130%) và chu kỳ 0,01–0,2 ngày. Loại phổ của chúng thường nằm trong khoảng từ A0 đến F5.

sao biến quang kiểu SX Phoenicis Sửa đổi

Những ngôi sao thuộc loại quang phổ từ A2 đến F5, tương tự như biến δ Scuti, được tìm thấy chủ yếu trong các cụm sao cầu. Chúng thể hiện sự dao động về độ sáng theo thứ tự 0,7 độ lớn (thay đổi độ sáng khoảng 100%) hoặc lâu hơn cứ sau 1 đến 2 giờ.

Sao Ap dao động nhanh Sửa đổi

Những ngôi sao này thuộc loại quang phổ A hoặc đôi khi là F0, một phân lớp của các biến δ Scuti được tìm thấy trên dãy chính. Chúng có những biến đổi cực kỳ nhanh chóng với chu kỳ vài phút và biên độ vài phần nghìn độ lớn.

Sao biến quang chu kỳ dài Sửa đổi

Các biến thể có chu kỳ dài là những ngôi sao tiến hóa nguội, dao động theo các chu kỳ trong khoảng từ vài tuần đến vài năm.

Biến quang Mira Sửa đổi
 
Đường cong ánh sáng của χ Cygni-một sao biến quang Mira

Các biến Mira là các sao khổng lồ đỏ nhánh tiệm cận khổng lồ (AGB). Trong thời gian nhiều tháng, chúng mờ đi và sáng lên từ 2,5 đến 11 độ lớn , độ sáng thay đổi gấp 6 đến 30.000 lần. Bản thân Mira , còn được gọi là Omicron Ceti (ο Cet), có độ sáng thay đổi từ cường độ gần thứ 2 đến mờ nhạt ở cường độ thứ 10 với thời gian khoảng 332 ngày. Biên độ thị giác rất lớn chủ yếu là do sự dịch chuyển năng lượng phát ra giữa thị giác và hồng ngoại khi nhiệt độ của ngôi sao thay đổi. Trong một số trường hợp, các biến đổi Mira cho thấy những thay đổi chu kỳ đáng kể trong khoảng thời gian hàng thập kỷ, được cho là có liên quan đến chu kỳ xung nhiệt của các ngôi sao AGB tiên tiến nhất.

Biến bán chính quy Sửa đổi

Đây là những sao khổng lồ đỏ hoặc sao siêu khổng lồ . Các biến bán chính quy đôi khi có thể hiển thị một khoảng thời gian xác định, nhưng thường hiển thị các biến thể ít được xác định rõ ràng hơn mà đôi khi có thể được phân giải thành nhiều khoảng thời gian. Một ví dụ nổi tiếng về biến bán chính quy là Betelgeuse , biến đổi từ khoảng cường độ +0,2 đến +1,2 (thay đổi hệ số 2,5 về độ sáng). Ít nhất một số biến bán đều đặn có liên quan rất chặt chẽ với các biến Mira, có thể điểm khác biệt duy nhất là dao động ở một sóng hài khác.

Biến chậm không đều Sửa đổi

Đây là những sao khổng lồ đỏ hoặc sao siêu khổng lồ có rất ít hoặc không có tính tuần hoàn có thể phát hiện được. Một số là các biến bán chính quy được nghiên cứu kém, thường có nhiều chu kỳ, nhưng một số khác có thể đơn giản là hỗn loạn.

Biến thời gian thứ cấp dài Sửa đổi

Nhiều sao khổng lồ đỏsao siêu khổng lồ có thể biến đổi trong vài trăm đến vài nghìn ngày. Độ sáng có thể thay đổi theo một số cường độ mặc dù nó thường nhỏ hơn nhiều, với những biến đổi cơ bản nhanh hơn được xếp chồng lên nhau. Nguyên nhân của loại biến quang này vẫn chưa được hiểu rõ ràng, được cho là do các sao xung, hệ sao nhị phân vàq sự quay của sao.

Biến quang Beta Cephei Sửa đổi

Các biến quang Beta Cephei (β Cep) (đôi khi được gọi là các biến quang Beta Canis Majoris , đặc biệt là ở Châu Âu) trải qua các dao động thời gian ngắn theo thứ tự 0,1–0,6 ngày với biên độ 0,01–0,3 độ lớn (thay đổi 1% đến 30% trong độ sáng). Chúng sáng nhất trong thời gian co lại tối thiểu. Nhiều ngôi sao thuộc loại này biểu hiện nhiều chu kỳ xung.

Các sao nóng (cấp B) chuyển động rất nhanh Sửa đổi

Nguyên mẫu của lớp hiếm này là V361 Hydrae , một ngôi sao B có độ sáng 15 . Chúng đập theo từng khoảng thời gian vài phút và có thể đập đồng thời theo nhiều khoảng thời gian. Chúng có biên độ vài phần trăm độ lớn và được viết tắt là RPHS của GCVS. Chúng là máy phát xung chế độ p.

Sao loại B dao động chậm Sửa đổi

Các sao loại B (SPB) dao động chậm (hay biến quang 53 Persei) là các sao nóng thuộc dãy chính, kém sáng hơn một chút so với sao Beta Cephei, với chu kỳ dài hơn và biên độ lớn hơn.

Biến quang PV Telescopii Sửa đổi

Các sao trong lớp này là các sao siêu khổng lồ loại Bp có chu kỳ 0,1–1 ngày và biên độ trung bình là 0,1 độ lớn. Quang phổ của chúng đặc biệt ở chỗ có hydro yếu trong khi mặt khác các vạch carbonhelium lại cực kỳ mạnh, một loại sao helium cực mạnh .

Biến quang RV Tauri Sửa đổi

Đây là những ngôi sao siêu khổng lồ màu vàng (thực tế là những ngôi sao hậu AGB có khối lượng thấp đang ở giai đoạn phát sáng nhất trong cuộc đời của chúng) có cực tiểu sâu và nông xen kẽ. Biến thể hai đỉnh này thường có chu kỳ 30–100 ngày và biên độ 3–4 độ lớn. Cộng thêm vào sự biến động này, có thể có những biến động dài hạn trong khoảng thời gian vài năm. Quang phổ của chúng thuộc loại F hoặc G ở ánh sáng tối đa và loại K hoặc M ở độ sáng tối thiểu. Chúng nằm gần dải không ổn định, mát hơn Cepheid loại I, sáng hơn Cepheid loại II. Các xung của chúng được gây ra bởi các cơ chế cơ bản tương tự liên quan đến độ mờ đục của helium, nhưng chúng ở một giai đoạn rất khác trong cuộc đời.

Biến quang Alpha Cygni Sửa đổi

Các biến Alpha Cygni (α Cyg) là các siêu sao dao động không hướng tâm thuộc các lớp quang phổ B ep đến A ep Ia. Chu kỳ của chúng dao động từ vài ngày đến vài tuần và biên độ dao động của chúng thường ở mức 0,1 độ lớn. Sự thay đổi ánh sáng, thường có vẻ không đều, là do sự chồng chất của nhiều dao động với chu kỳ gần nhau. Deneb , trong chòm sao Thiên Nga là nguyên mẫu của lớp này.

Xem thêm Sửa đổi

Tham khảo Sửa đổi

  1. ^ Fröhlich, C. (2006). “Solar Irradiance Variability Since 1978”. Space Science Reviews. 125 (1–4): 53–65. Bibcode:2006SSRv..125...53F. doi:10.1007/s11214-006-9046-5. S2CID 54697141.
  2. ^ Porceddu, S.; Jetsu, L.; Lyytinen, J.; Kajatkari, P.; Lehtinen, J.; Markkanen, T.; và đồng nghiệp (2008). “Evidence of Periodicity in Ancient Egyptian Calendars of Lucky and Unlucky Days”. Cambridge Archaeological Journal. 18 (3): 327–339. Bibcode:2008CArcJ..18..327P. doi:10.1017/S0959774308000395. S2CID 162969143.
  3. ^ Jetsu, L.; Porceddu, S.; Lyytinen, J.; Kajatkari, P.; Lehtinen, J.; Markkanen, T.; và đồng nghiệp (2013). “Did the Ancient Egyptians Record the Period of the Eclipsing Binary Algol - The Raging One?”. The Astrophysical Journal. 773 (1): A1 (14pp). arXiv:1204.6206. Bibcode:2013ApJ...773....1J. doi:10.1088/0004-637X/773/1/1. S2CID 119191453.
  4. ^ Jetsu, L.; Porceddu, S. (2015). “Shifting Milestones of Natural Sciences: The Ancient Egyptian Discovery of Algol's Period Confirmed”. PLOS ONE. 10 (12): e.0144140 (23pp). arXiv:1601.06990. Bibcode:2015PLoSO..1044140J. doi:10.1371/journal.pone.0144140. PMC 4683080. PMID 26679699.
  5. ^ Hamacher, D.W. (2018). “Observations of red-giant variable stars by Aboriginal Australians”. The Australian Journal of Anthropology. 29 (1): 89-107. doi:10.1111/taja.12257. hdl:11343/293572. S2CID 119453488.
  6. ^ Schaefer, B.E. (2018). “Yes, Aboriginal Australians can and did discover the variability of Betelgeuse”. Journal of Astronomical History and Heritage. 21 (1): 7-12. arXiv:1808.01862. doi:10.3724/SP.J.1440-2807.2018.01.02. S2CID 119209432.
  7. ^ Hamacher, D.W. (2022). The First Astronomers. Sydney: Allen and Unwin. tr. 144-166. ISBN 9781760877200.
  8. ^ Samus, N. N.; Kazarovets, E. V.; Durlevich, O. V. (2001). “General Catalogue of Variable Stars”. Odessa Astronomical Publications. 14: 266. Bibcode:2001OAP....14..266S.

Liên kết ngoài Sửa đổi