| rdfs:comment
| - BL Telescopii is a multiple star in the constellation Telescopium. An Algol-like eclipsing binary, the star system varies between apparent magnitudes 7.09 and 9.08 in just over 778 days (2 years 48 days), which is generally too faint to be seen with the unaided eye. This is mainly due to the system being an eclipsing binary (that is, one star passing in front of the other star and resulting in a change in brightness). The eclipse itself dims the star by two magnitudes and lasts around 104 days. (en)
- BL Телескопа (англ. BL Telescopii) — кратная звезда в созвездии Телескопа.Является затменной переменной звездой типа Алголя, видимая звёздная величина меняется от 7,09 до 9,08 с периодом 778 дней (2 года 48 суток), слишком слабая для наблюдения невооружённым глазом. Изменение блеска в основном достигается за счёт затмений компонентов. Затмение продолжается около 104 дней, при этом система становится тусклее на 2 звездные величины. (ru)
|
| has abstract
| - BL Telescopii is a multiple star in the constellation Telescopium. An Algol-like eclipsing binary, the star system varies between apparent magnitudes 7.09 and 9.08 in just over 778 days (2 years 48 days), which is generally too faint to be seen with the unaided eye. This is mainly due to the system being an eclipsing binary (that is, one star passing in front of the other star and resulting in a change in brightness). The eclipse itself dims the star by two magnitudes and lasts around 104 days. Dutch astronomer Willem Jacob Luyten noted this star to be variable in 1935. Minima were retrospectively identified in old photographic plates from 1913 and 1919, and then observed by Howarth in 1936. Initially thought to be an R Coronae Borealis variable, its true nature as an eclipsing binary became clear in the 1940s. The primary component is a yellow supergiant, whose spectral type has been calculated as either F5Iab/b or F4Ib. It is intrinsically variable, varying in brightness by 0.02 magnitude. It has pulsations of two periods, 92.5 days and 64.8 days in length. It has been classified as a UU Herculis variable—a class of yellow supergiant with semiregular variability. These stars are thought to have affinities with Cepheid variables and lie near the instability strip on the Hertzsprung–Russell diagram. The secondary was identified as an M-type star from TiO (titanium oxide) absorption bands visible during the eclipses. The BL Telescopii system lies outside the galactic plane and has a high space velocity; it is a runaway star. (en)
- BL Телескопа (англ. BL Telescopii) — кратная звезда в созвездии Телескопа.Является затменной переменной звездой типа Алголя, видимая звёздная величина меняется от 7,09 до 9,08 с периодом 778 дней (2 года 48 суток), слишком слабая для наблюдения невооружённым глазом. Изменение блеска в основном достигается за счёт затмений компонентов. Затмение продолжается около 104 дней, при этом система становится тусклее на 2 звездные величины. Голландский астроном Виллем Лейтен указал на переменность звезды в 1935 году. Минимумы блеска были обнаружены на более старых фотопластинках, отснятых между 1913 и 1919 годами, затем наблюдались Ховартом в 1936 году. Первоначально предполагалось, что звезда является переменной типа R Северной Короны, наличие затмений было выявлено только в 1940-е гг. Главный компонент является жёлтым сверхгигантом спектрального класса F5Iab/b или F4Ib. Звезда сама по себе является переменной, изменения блеска достигают 0,02 звёздной величины. Пульсации имеют два периода продолжительностью 92.5 дня и 64.8 дня. Звезду относят к классу переменных звёзд типа UU Геркулеса. Такие звёзды считаются связанными с цефеидами и находятся вблизи полосы нестабильности на диаграмме Герцшпрунга — Рассела. Главный компонент имеет массу 19,73 масс Солнца, диаметр составляет 300 диаметров Солнца, второй компонент обладает массой 7,1 массы Солнца и является звездой спектрального класса M с полосами поглощения TiO (оксид титана) в спектре. BL Телескопа находится на расстоянии около 11 тысяч световых лет (3,3 кпк) от плоскости Галактики. Вместе с высокой скоростью звезды такое расстояние показывает, что объект является убегающей звездой, вследствие некоторого процесса выброшенной на современную траекторию. Одним из возможных механизмов является выброс системы при вспышке сверхновой, если второй компонент ранее был массивной звездой. (ru)
|
![[RDF Data]](/fct/images/sw-rdf-blue.png)
![[cxml]](/fct/images/cxml_doc.png)
![[csv]](/fct/images/csv_doc.png)
![[text]](/fct/images/ntriples_doc.png)
![[turtle]](/fct/images/n3turtle_doc.png)
![[ld+json]](/fct/images/jsonld_doc.png)
![[rdf+json]](/fct/images/json_doc.png)
![[rdf+xml]](/fct/images/xml_doc.png)
![[atom+xml]](/fct/images/atom_doc.png)
![[html]](/fct/images/html_doc.png)
