Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Эта статья про звезду. Для использования в других целях, см Вега (значения) .
Вега
Vega в lyra.svg
Расположение Веги в созвездии Лиры
Данные наблюдений Epoch J2000.0 Equinox J2000.0
      
СозвездиеЛира
Произношение/ V ¯i ɡ ə / [1] [2] [3] или / v eɪ ɡ ə / [2]
Прямое восхождение18 ч 36 м 56.33635 с [4]
Склонение+ 38 ° 47 ′ 01.2802 ″ [4]
Видимая звездная величина  (V)+0,026 [5] (-0,02… + 0,07 [6] )
Характеристики
Эволюционный этапОсновная последовательность
Спектральный типA0 Va [7]
Индекс цвета U − B0,00 [8]
Индекс цвета B − V0,00 [8]
Тип переменнойДельта Скути [6]
Астрометрия
Радиальная скорость (R v )- 13,9 ± 0,9 [9]  км / с
Собственное движение (μ) RA:  200,94 [4]  мс / год
Декабрь:  286,23 [4]  мс / год
Параллакс (π)130,23 ± 0,36 [4]  мас.
Расстояние25,04 ± 0,07  св. Лет
(7,68 ± 0,02  шт. )
Абсолютная звездная величина  (M V )+0,582 [10]
Подробности
Масса2,135 ± 0,074 [11]  M ☉
Радиус2,362 × 2,818 [11]  R ☉
Яркость40,12 ± 0,45 [11]  л ☉
Поверхностная сила тяжести (log  g )4,1 ± 0,1 [12]  сГс
Температура9,602 ± 180 [13] (8,152–10 060 К ) [11] [примечание 1]  К
Металличность [Fe / H]−0,5 [13]  dex
Скорость вращения ( v  sin  i )20,48 ± 0,11 [11]  км / с
Возраст455 ± 13 [11]  млн лет
Прочие обозначения
Wega, [14] Lucida Lyrae, [15] Alpha  Lyrae, α Lyrae, 3  Lyrae, BD + 38 ° 3238, GCTP  4293.00, HD  172167, GJ  721, HIP  91262, HR  7001, LTT  15486, SAO  67174, [16]
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

Vega является самой яркой звездой в северном созвездии из Лиры . Он имеет обозначение Байера α Lyrae , которое переводится на латынь до Alpha Lyrae и сокращенно Alpha Lyr или α Lyr . Эта звезда находится относительно близко, всего в 25 световых годах от Солнца , и вместе с Арктуром и Сириусом является одной из самых ярких звезд в окрестностях Солнца. Это пятая по яркости звезда на ночном небе и вторая по яркости звезда всеверное небесное полушарие , после Арктура .

Вегу активно изучали астрономы, поэтому ее назвали «возможно, следующей по значимости звездой в небе после Солнца». [17] Вега была звездой северного полюса около 12 000 г. до н.э. и будет таковой снова около 13 727 г., когда ее склонение будет + 86 ° 14 '. [18] Вега была первой звездой, кроме Солнца, которую сфотографировали, и первой, у кого был записан ее спектр . [19] [20] Это была одна из первых звезд, расстояние до которой было оценено с помощью измерений параллакса . Vega использовалась в качестве основы для калибровки фотометрическихшкала яркости и была одной из звезд, используемых для определения нулевой точки для фотометрической системы UBV .

Возраст Веги составляет всего лишь одну десятую возраста Солнца, но, поскольку она в 2,1 раза массивнее, ее ожидаемая продолжительность жизни также составляет одну десятую времени жизни Солнца; обе звезды в настоящее время приближаются к середине своей продолжительности жизни. Вега имеет необычно низкое содержание элементов с более высоким атомным номером, чем у гелия . [13] Вега - также переменная звезда , яркость которой незначительно меняется. Он быстро вращается со скоростью236 км / с на экваторе. Это заставляет экватор выпирать наружу из-за центробежных эффектов, и, как следствие, происходит изменение температуры в фотосфере звезды, которое достигает максимума на полюсах. С Земли Вега наблюдается со стороны одного из этих полюсов. [21]

На основании наблюдаемого избытка эмиссии инфракрасного излучения, Vega по- видимому, имеет околозвездный диск от пыли . Эта пыль, вероятно, является результатом столкновений между объектами на вращающемся диске мусора , который аналогичен поясу Койпера в Солнечной системе . [22] Звезды, у которых наблюдается избыток инфракрасного излучения из-за выброса пыли, называются звездами типа Веги. [23]

Номенклатура [ править ]

Вега - самая яркая звезда в созвездии Лиры.

α Лиры ( латинские к альфа Лире ) является звездой Bayer обозначения . Традиционное название Vega (ранее Wega [14] ) происходит от свободной транслитерации арабского слова wāqi ', означающего «падение» или «приземление», через фразу an-nasr al-wāqi' , «падающий орел». [24] В 2016 году Международный астрономический союз организовал Рабочую группу по именам звезд (WGSN) [25] для каталогизации и стандартизации имен собственных для звезд. Первый бюллетень WGSN за июль 2016 г. [26]включена таблица первых двух групп имен, утвержденных WGSN; который включал Vega для этой звезды. Теперь он внесен в Каталог звездных имен IAU. [27]

Наблюдение [ править ]

Летний треугольник

Вегу часто можно увидеть около зенита в средних северных широтах в вечернее время летом в Северном полушарии . [28] Из средних южных широт его можно увидеть низко над северным горизонтом зимой в Южном полушарии . Имея склонение + 38,78 °, Вегу можно увидеть только на широтах к северу от 51 ° южной широты . Следовательно, он вообще не поднимается нигде в Антарктиде или в самой южной части Южной Америки, включая Пунта-Аренас , Чили (53 ° ю. Ш.). На широтах к северу от 51 ° с.ш. Вега постоянно остается над горизонтом в видеоколополярная звезда . Примерно 1 июля Вега достигает кульминации в полночь, когда в это время пересекает меридиан . [29]

Путь северного полюса мира среди звезд из-за прецессии. Вега - яркая звезда внизу

Каждую ночь положение звезд меняется по мере вращения Земли. Однако, когда звезда расположена вдоль оси вращения Земли, она остается в том же положении и поэтому называется полярной звездой . Направление оси вращения Земли постепенно изменяется со временем в процессе, известном как прецессия равноденствий . Полный цикл прецессии требует 25 770 лет [30], в течение которых полюс вращения Земли следует по круговой траектории через небесную сферу, которая проходит около нескольких выдающихся звезд. В настоящее время полярная звезда - Полярная звезда., но около 12000 г. до н.э. полюс был направлен всего на пять градусов от Веги. В результате прецессии полюс снова пройдет около Веги около 14000 г. н.э. [31] Вега - самая яркая из следующих подряд звезд северного полюса. [14]

Эта звезда находится в вершине широко разнесенного астеризма, называемого Летним треугольником , который состоит из Веги и двух звезд первой величины - Альтаира в Аквиле и Денеба в Лебеде . [28] Эта формация имеет приблизительную форму прямоугольного треугольника с Вегой, расположенной под прямым углом . Летний треугольник узнаваем в северном небе, потому что в его окрестностях есть несколько других ярких звезд. [32]

История наблюдений [ править ]

Астрофотография Веги

Астрофотография , фотография небесных объектов, началась в 1840 году, когда Джон Уильям Дрейпер сделал изображение Луны с помощью процесса дагерротипа . 17 июля 1850 года Вега стала первой звездой (кроме Солнца), которую сфотографировали Уильям Бонд и Джон Адамс Уиппл в обсерватории Гарвардского колледжа , также с дагерротипом. [14] [19] [33] Генри Дрейпер сделал первую фотографию спектра звезды в августе 1872 года, когда он сделал снимок Веги, и он также стал первым человеком, который показал линии поглощения.в спектре звезды. [20] Подобные линии уже были идентифицированы в спектре Солнца. [34] В 1879 году Уильям Хаггинс использовал фотографии спектров Веги и подобных звезд, чтобы идентифицировать набор из двенадцати «очень сильных линий», которые были общими для этой категории звезд. Позже они были идентифицированы как линии из серии Hydrogen Balmer . [35] С 1943 года спектр этой звезды служил одной из стабильных опорных точек, по которым классифицируются другие звезды. [36]

Расстояние до Веги можно определить, измерив ее параллаксный сдвиг на фоне звезд, когда Земля вращается вокруг Солнца. Первым, кто опубликовал параллакс звезды, был Фридрих фон Струве , когда он объявил значение0,125 угловой секунды (0,125 ″ ) для Vega. [37] Фридрих Бессель скептически отнесся к данным Струве, и, когда Бессель опубликовал параллакс 0,314 ″ для звездной системы 61 Лебедя , Струве пересмотрел свое значение параллакса Веги, чтобы почти вдвое больше первоначальной оценки. Это изменение поставило под сомнение данные Струве. Таким образом, большинство астрономов того времени, включая Струве, приписывали Бесселю первый опубликованный результат параллакса. Однако первоначальный результат Струве был фактически близок к принятому в настоящее время значению 0,129 ″ [38] [39], определенному астрометрическим спутником Hipparcos . [4] [40] [41]

Яркость звезды, видимой с Земли, измеряется по стандартной логарифмической шкале . Эта кажущаяся величина представляет собой числовое значение, которое уменьшается с увеличением яркости звезды. Самые тусклые звезды, видимые невооруженным глазом, имеют шестую звездную величину, а самая яркая в ночном небе, Сириус , имеет звездную величину -1,46. Чтобы стандартизировать шкалу звездных величин, астрономы выбрали Вегу, чтобы представить нулевую звездную величину на всех длинах волн. Таким образом, в течение многих лет Vega использовалась как базовая линия для калибровки абсолютных фотометрических шкал яркости. [42] Однако это уже не так, поскольку нулевая точка видимой звездной величины теперь обычно определяется в терминах конкретной численно указаннойпоток . Такой подход более удобен для астрономов, поскольку Vega не всегда доступна для калибровки и различается по яркости. [43]

В фотометрической системе UBV измеряет величину звезд через ультрафиолетовый , синий и желтый фильтры, производя U , B и V значения, соответственно. Вега - одна из шести звезд A0V , которые использовались для определения начальных средних значений для этой фотометрической системы, когда она была представлена ​​в 1950-х годах. Средние величины для этих шести звезд были определены как: U - B = B - V = 0. Фактически, шкала звездных величин была откалибрована так, чтобы величина этих звезд была одинаковой в желтой, синей и ультрафиолетовой частях изображения. электромагнитный спектр . [44]Таким образом, Vega имеет относительно плоский электромагнитный спектр в видимой области - диапазон длин волн 350–850 нанометров , большую часть которого можно увидеть человеческим глазом - так что плотности потока примерно равны; 2,000–4,000  Ян . [45] Тем не менее, плотность потока Веги быстро падает в инфракрасном диапазоне и приближается к100 Ян в5  микрометров . [46]

Фотометрические измерения Веги в течение 1930-х годов показали, что эта звезда имела переменность небольшой величины, порядка ± 0,03 звездной величины (около ± 2,8% [примечание 2] светимости). Этот диапазон изменчивости был близок к пределам наблюдаемых возможностей для того времени, поэтому вопрос изменчивости Веги был спорным. Величина Веги была снова измерена в 1981 году в обсерватории Дэвида Данлэпа и показала небольшую изменчивость. Таким образом, было высказано предположение, что Вега периодически показывала пульсации низкой амплитуды, связанные с переменной Дельта Щита . [47] Это категория звезд, которые колеблются когерентным образом, что приводит к периодическим пульсациям светимости звезды. [48]Хотя Vega соответствует физическому профилю для этого типа переменных, другие наблюдатели не обнаружили такой вариации. Таким образом, вариабельность считалась результатом систематических ошибок измерения. [49] [50] Тем не менее, в статье 2007 года были рассмотрены эти и другие результаты и сделан вывод, что «консервативный анализ вышеупомянутых результатов предполагает, что Vega, скорее всего, варьируется в диапазоне 1-2%, с возможными случайными отклонениями от как 4% от среднего ». [51] Кроме того, в статье 2011 года утверждается, что «долгосрочная (от года к году) изменчивость Vega была подтверждена». [52]

Вега стала первой одиночной звездой главной последовательности за пределами Солнца, которая, как известно, является источником рентгеновского излучения, когда в 1979 году ее наблюдали с помощью рентгеновского телескопа, который был запущен на Aerobee 350 с ракетного полигона Белые пески . [53] В 1983 году Вега стала первой звездой, у которой был обнаружен пылевой диск. Инфракрасный астрономический спутник (IRAS) обнаружил избыток инфракрасного излучения , идущего от звезды, и это было связано с энергией , испускаемой орбитальной пыли , как она нагревалась звездой. [54]

Физические характеристики [ править ]

Спектральный класс Веги - A0V, что делает ее белой звездой главной последовательности с голубым оттенком, которая в своем ядре соединяет водород с гелием . Поскольку более массивные звезды используют свое термоядерное топливо быстрее, чем более мелкие, время жизни Веги на главной последовательности составляет примерно один миллиард лет, что составляет десятую часть солнечного. [55] Текущий возраст этой звезды составляет около 455 миллионов лет [11], что составляет примерно половину ожидаемой общей продолжительности жизни на главной последовательности. Покинув главную последовательность, Вега станет красным гигантом класса M и сбросит большую часть своей массы, наконец, став белым карликом . В настоящее время масса Vega более чем вдвое превышает массу [21].Солнца, а его болометрическая светимость примерно в 40 раз больше солнечной. Поскольку он быстро вращается и виден почти на полюсе, его видимая светимость, рассчитанная при условии одинаковой яркости повсюду, примерно в 57 раз больше солнечной. [12] Если Вега переменная, то это может быть тип Дельта Щита с периодом около 0,107 дня. [47]

Большая часть энергии, производимой в ядре Веги, вырабатывается углеродно-азотно-кислородным циклом (цикл CNO ), процессом ядерного синтеза, в котором протоны объединяются с образованием ядер гелия через промежуточные ядра углерода, азота и кислорода. Этот процесс становится доминирующим при температуре около 17 миллионов К [56], которая немного выше, чем внутренняя температура Солнца, но менее эффективна, чем реакция синтеза цепной протон-протонной реакции Солнца . Цикл CNO очень чувствителен к температуре, что приводит к образованию зоны конвекции вокруг ядра [57]это равномерно распределяет «пепел» от реакции синтеза в области ядра. Вышележащая атмосфера находится в радиационном равновесии . Это контрастирует с Солнцем, у которого есть зона излучения с центром в ядре с вышележащей зоной конвекции. [58]

Поток энергии от Vega был точно измерен относительно стандартных источников света. В5480 Å , плотность потока равна3650 Ян с погрешностью 2%. [59] В визуальном спектре Веги преобладают линии поглощения водорода; в частности серией Бальмера водорода с электроном с главным квантовым числом n = 2 . [60] [61] Линии других элементов относительно слабые, наиболее сильными из которых являются ионизированный магний , железо и хром . [62] рентгеновское излучение от Vega является очень низким, демонстрируя , что коронный для этой звезды должен быть очень слабыми или несуществующими. [63]Однако, поскольку полюс Веги обращен к Земле и может присутствовать полярная корональная дыра , [53] [64] подтверждение того, что корона является вероятным источником рентгеновских лучей, обнаруженных с Веги (или региона, очень близкого к Веге) может быть затруднительным, поскольку большая часть корональных рентгеновских лучей не будет испускаться вдоль луча зрения. [64] [65]

Используя спектрополяриметрию , группа астрономов обсерватории дю Пик дю Миди обнаружила магнитное поле на поверхности Веги . Это первое подобное обнаружение магнитного поля на звезде спектрального класса A, которая не является Ap химически пекулярной звездой . Средняя компонента этого поля на луче зрения имеет напряженность -0,6 ± 0,3 Гс . [66] Это сопоставимо со средним магнитным полем на Солнце. [67] Магнитные поля примерно 30 гаусс были зарегистрированы для Веги, по сравнению с примерно 1 гаусс у Солнца. [53] В 2015 году яркие звездные пятна были обнаружены на поверхности звезды - первое подобное обнаружение для нормальной звезды A-типа, и эти детали свидетельствуют о модуляции вращения с периодом 0,68 дня. [68]

Вращение [ править ]

Период вращения Vega составляет 12,5 часов. [69]

Когда радиус Веги был измерен с высокой точностью с помощью интерферометра , это привело к неожиданно большому расчетному значению в 2,73 ± 0,01 раза больше радиуса Солнца . Это на 60% больше, чем радиус звезды Сириус, в то время как звездные модели показали, что он должен быть только примерно на 12% больше. Однако это несоответствие можно объяснить, если Вега - это быстро вращающаяся звезда, на которую смотреть со стороны ее полюса вращения. Наблюдения на установке CHARA в 2005–2006 гг. Подтвердили этот вывод. [12]

Сравнение размеров Веги (слева) и Солнца (справа)

Полюс Веги - ее ось вращения - наклонен не более чем на пять градусов от луча зрения на Землю. В верхней части оценок скорость вращения для Веги составляет 236,2 ± 3,7 км / с [11] вдоль экватора, что намного выше наблюдаемой (т.е. прогнозируемой ) скорости вращения, поскольку Вега видна почти на полюсе. Это 88% скорости, при которой звезда начнет разрушаться от центробежных воздействий. [11] Это быстрое вращение Веги вызывает выраженную экваториальную выпуклость, поэтому радиус экватора на 19% больше полярного. (Предполагаемый полярный радиус этой звезды составляет 2,362 ± 0,012 солнечного радиуса , а экваториальный радиус равен2,818 ± 0,013 радиуса Солнца. [11] ) С Земли на эту выпуклость смотрят со стороны ее полюса, что дает оценку слишком большого радиуса.

Местная поверхностная гравитация на полюсах больше, чем на экваторе, что приводит к изменению эффективной температуры над звездой: полярная температура близка к10000  К , а экваториальная температура около8152 K . [11] Эта большая разница температур между полюсами и экватором вызывает сильный эффект затемнения под действием силы тяжести . Если смотреть с полюсов, это приводит к более темному краю (меньшей интенсивности), чем обычно можно было бы ожидать от сферически-симметричной звезды. Температурный градиент может также означать, что у Веги есть зона конвекции вокруг экватора [12] [70], в то время как остальная часть атмосферы, вероятно, находится в почти чистом радиационном равновесии . [71] По теореме фон Зейпеля локальная светимость выше на полюсах. В результате, если смотреть на Вегу вдоль плоскости ее экватора вместо почти полюсного освещения, общая яркость будет ниже.

Поскольку Вега долгое время использовалась в качестве стандартной звезды для калибровки телескопов, открытие ее быстрого вращения может поставить под сомнение некоторые из основных предположений, которые основывались на ее сферической симметрии. Теперь, когда угол обзора и скорость вращения Vega стали лучше известны, это позволит улучшить калибровку прибора. [72]

Изобилие элементов [ править ]

В астрономии элементы с более высокими атомными номерами, чем гелий, называют «металлами». Металличность из Веги фотосферы составляет лишь около 32% от обилия тяжелых элементов в атмосфере Солнца. [примечание 3] (Сравните это, например, с трехкратным содержанием металличности в подобной звезде Сириус по сравнению с Солнцем.) Для сравнения, Солнце имеет содержание элементов тяжелее гелия примерно Z Sol  = 0,0172 ± 0,002 . [73] Таким образом, с точки зрения распространенности, только около 0,54% Веги состоит из элементов тяжелее гелия.

Необычно низкая металличность Веги делает ее слабой звездой Лямбда-Бётиса . [74] [75] Однако причина существования таких химически пекулярных звезд спектрального класса A0-F0 остается неясной. Одна из возможностей заключается в том, что химическая особенность может быть результатом диффузии или потери массы, хотя звездные модели показывают, что это обычно происходит только в конце периода жизни звезды, сжигающей водород. Другая возможность заключается в том, что звезда образовалась из межзвездной среды из газа и пыли, которая была необычно бедной металлами. [76]

Наблюдаемое отношение гелия к водороду в Веге равно 0,030 ± 0,005 , что примерно на 40% ниже Солнца. Это может быть вызвано исчезновением зоны конвекции гелия у поверхности. Передача энергии вместо этого осуществляется радиационным процессом , который может вызывать аномалию численности из-за диффузии. [77]

Кинематика [ править ]

Радиальная скорость Веги является составляющей движения этой звезды вдоль линии визирования к Земле. Движение от Земли приведет к смещению света от Веги на более низкую частоту (в сторону красного) или на более высокую частоту (в сторону синего), если движение направлено к Земле. Таким образом, скорость может быть измерена по величине сдвига спектра звезды. Точные измерения этого синего смещения дают значение -13,9 ± 0,9 км / с . [9] Знак минус указывает на относительное движение к Земле.

Движение поперек луча зрения заставляет Вегу смещаться относительно более далеких звезд фона. Тщательное измерение положения звезды позволяет вычислить это угловое движение, известное как собственное движение . Собственное движение Vega является 202.03 ± 0,63 милли- арксекунд (MAS) в год в восхождениях -The небесной эквивалент долготы -А 287.47 ± 0.54 фонтанные / г в склонении , что эквивалентно изменение широты . Чистое собственное движение Веги равно327.78 мас / г , [78] , которая приводит к угловому движению степени каждого11000 лет .

В Galactic системы координат , в пространстве скорости компонента Vega является (U, V, W) = (-16,1 ± 0,3, -6,3 ± 0,8, -7,7 ± 0,3) км / с , для чистой объемной скорости19 км / с . [79] Радиальная составляющая этой скорости - в направлении Солнца - равна−13,9 км / с , а поперечная скорость равна9,9 км / с . Хотя Вега в настоящее время является только пятой по яркости звездой на ночном небе, звезда медленно становится ярче, поскольку собственное движение заставляет ее приближаться к Солнцу. [80] Вега приблизится примерно через 264 000 лет на расстоянии перигелия 13,2 св. Лет (4,04 пк). [81]

Судя по кинематическим свойствам этой звезды, она принадлежит к звездной ассоциации, называемой Касторовой подвижной группой . Однако Vega может быть намного старше этой группы, поэтому членство остается неопределенным. [11] В эту группу входит около 16 звезд, в том числе Альфа Весов , Альфа Цефеи , Кастор , Фомальгаут и Вега. Все члены группы движутся почти в одном направлении с одинаковой космической скоростью . Принадлежность к движущейся группе подразумевает общее происхождение этих звезд в рассеянном скоплении , которое с тех пор стало гравитационно несвязанным. [82] Ориентировочный возраст этой движущейся группы составляет200 ± 100 миллионов лет , и они имеют среднюю космическую скорость16,5 км / с . [примечание 4] [79]

Возможная планетная система [ править ]

Средний инфракрасный (24 мкм ) изображение диска обломков вокруг Веги
Планетная система Вега [83]
Компаньон
(по порядку от звезды)		МассаБольшая полуось
( AU )		Орбитальный период
( дни )		ЭксцентриситетНаклонРадиус
б (не подтверждено)≥21.9 & plusmn ; 5,1 М ⊕0,045 55 ± 0,000 532,429 77 ± 0,000 160,25 ± 0,15--
Диск для мусора86–815 AU6.2? °-

Избыток инфракрасного излучения [ править ]

Одним из первых результатов инфракрасного астрономического спутника (IRAS) было открытие избыточного инфракрасного потока, исходящего от Веги, сверх того, что можно было бы ожидать от одной звезды. Это превышение измерялось на длинах волн 25, 60 и100  мкм , и исходил из углового радиуса10 угловых секунд (10 ″ ) в центре звезды. На измеренном расстоянии от Веги это соответствовало действительному радиусу80  астрономических единиц (а.е.), где а.е. - средний радиус орбиты Земли вокруг Солнца. Было высказано предположение, что это излучение исходит от поля вращающихся по орбите частиц размером порядка миллиметра, поскольку все, что меньше, в конечном итоге будет удалено из системы под действием радиационного давления или втянутым в звезду посредством сопротивления Пойнтинга-Робертсона . [84] Последнее является результатом радиационного давления, создающего эффективную силу, которая противодействует орбитальному движению частицы пыли, заставляя ее вращаться по спирали внутрь. Этот эффект наиболее заметен для крошечных частиц, которые находятся ближе к звезде. [85]

Последующие измерения Vega при 193 мкм показали более низкий, чем ожидалось, поток для предполагаемых частиц, предполагая, что они должны быть порядка100 мкм или меньше. Чтобы поддерживать такое количество пыли на орбите вокруг Веги, потребуется постоянный источник пополнения. Предложенный механизм удержания пыли представлял собой диск из сросшихся тел, которые находились в процессе коллапса, образуя планету. [84] Модели, адаптированные к распределению пыли вокруг Веги, показывают, что этоКруглый диск с радиусом 120 а.е. при взгляде почти с полюса. Кроме того, в центре диска имеется отверстие радиусом не менее80 AU . [86]

После открытия избытка инфракрасного излучения вокруг Веги были обнаружены другие звезды, которые демонстрируют аналогичную аномалию, которая связана с выбросом пыли. По состоянию на 2002 год было обнаружено около 400 таких звезд, и их стали называть звездами типа Вега или звезд с избытком Веги. Считается, что они могут дать ключ к разгадке происхождения Солнечной системы . [23]

Диски мусора [ править ]

К 2005 году космический телескоп Спитцера получил инфракрасные изображения с высоким разрешением пыли вокруг Веги. Было показано, что он простирается до 43 дюймов (330 а.е. ) на длине волны24 мкм , 70 ″ (543 AU ) в70 мкм и105 ″ (815 AU ) в160 мкм . Было обнаружено, что эти гораздо более широкие диски имеют круглую форму и не содержат комков с размером частиц пыли от 1 доРазмер 50 мкм . По оценкам, общая масса этой пыли в 3 × 10 - 3 раза больше массы Земли (примерно в 7,5 раз массивнее пояса астероидов ). Производство пыли потребует столкновений между астероидами в популяции, соответствующей поясу Койпера вокруг Солнца. Таким образом, пыль скорее создается диском обломков вокруг Веги, чем протопланетным диском, как считалось ранее. [22]

Представление художника о недавнем массовом столкновении объектов размером с карликовую планету, которые, возможно, способствовали образованию пылевого кольца вокруг Веги.

Внутренняя граница диска обломков оценивалась как 11 ″ ± 2 ″ или 70–100 AU . Диск пыли образуется, когда радиационное давление от Веги выталкивает наружу обломки столкновений более крупных объектов. Однако для непрерывного производства такого количества пыли, которое наблюдается в течение жизни Веги, потребуется огромная начальная масса, которая оценивается в сотни раз больше массы Юпитера . Следовательно, более вероятно, что он был образован в результате относительно недавнего разрушения кометы или астероида среднего (или большего) размера, который затем раздробился в результате столкновений между более мелкими компонентами и другими телами. Этот пыльный диск будет относительно молодым по шкале времени возраста звезды, и в конечном итоге он будет удален, если другие столкновения не принесут больше пыли. [22]

Наблюдения, сначала с помощью интерферометра Palomar Testbed, выполненные Дэвидом Сиарди и Джерардом ван Беллем в 2001 г. [87], а затем подтвержденные массивом CHARA на горе. Уилсоном в 2006 году и решеткой инфракрасных оптических телескопов в Mt. Хопкинс в 2011 г. [88] обнаружил свидетельства существования внутренней пылевой полосы вокруг Веги. Исходя из8 а.е. от звезды, эта экзозодиакальная пыль может свидетельствовать о динамических возмущениях внутри системы. [89] Это может быть вызвано интенсивной бомбардировкой комет или метеоров и может свидетельствовать о существовании планетной системы. [90]

Возможные планеты [ править ]

Наблюдения, проведенные телескопом Джеймса Клерка Максвелла в 1997 году, показали "удлиненную яркую центральную область" с максимумом 9 ″ (70 а.е. ) к северо-востоку от Веги. Это было выдвинуто гипотезой либо о возмущении пылевого диска планетой, либо о вращающемся объекте, окруженном пылью. Однако изображения телескопа Кека исключили спутника до величины 16, что соответствовало бы телу, масса которого более чем в 12 раз превышает массу Юпитера. [91] Астрономы из Объединенного астрономического центра на Гавайях и Калифорнийского университета в Лос-Анджелесе предположили, что изображение может указывать на планетную систему, которая все еще находится в стадии формирования. [92]

Определить природу планеты было непросто; В статье 2002 г. выдвигается гипотеза, что сгустки вызваны планетой с массой примерно Юпитера, находящейся на эксцентрической орбите . Пыль будет собираться на орбитах, которые имеют резонанс среднего движения с этой планетой, где их орбитальные периоды составляют целые доли с периодом планеты, что приводит к образованию комков. [93]

Вид художника на планету вокруг Веги

В 2003 году была выдвинута гипотеза, что эти сгустки могли быть вызваны планетой массой примерно Нептуна , мигрировавшей с 40 до65  а.е. за 56 миллионов лет [94] , орбита, достаточно большая, чтобы позволить образование меньших скалистых планет ближе к Веге. Миграция этой планеты, вероятно, потребует гравитационного взаимодействия со второй планетой большей массы на меньшей орбите. [95]

Используя коронограф на телескопе Subaru на Гавайях в 2005 году, астрономы смогли еще больше ограничить размер планеты, вращающейся вокруг Веги, не более чем в 5–10 раз массой Юпитера. [96] Вопрос о возможных скоплениях в диске обломков был повторно рассмотрен в 2007 году с использованием более новых, более чувствительных приборов на интерферометре Плато де Буре . Наблюдения показали, что кольцо обломков гладкое и симметричное. Не было обнаружено никаких доказательств наличия пятен, о которых сообщалось ранее, что ставит под сомнение гипотезу о гигантской планете. [97] Гладкая структура была подтверждена в последующих наблюдениях Hughes et al. (2012) [98] и космический телескоп Гершеля .[99]

Хотя планету вокруг Веги еще не наблюдали напрямую, нельзя исключать наличие планетной системы. Таким образом, могут быть меньшие планеты земной группы, вращающиеся ближе к звезде. Наклон планетарных орбит вокруг Веги, вероятно, будет тесно связана с экваториальной плоскостью этой звезды. [100]

С точки зрения наблюдателя на гипотетической планете вокруг Веги Солнце будет выглядеть как тусклая звезда с величиной 4,3 в созвездии Колумба . [примечание 5]

В 2021 году в статье, посвященной анализу 10-летних спектров Веги, был обнаружен кандидатный 2,43-дневный сигнал вокруг Веги, который, по статистическим оценкам, имеет лишь 1% шанс быть ложноположительным. [83] Учитывая амплитуду сигнала, авторы оценили минимальную массу21,9 ± 5,1 массы Земли, но, учитывая очень наклонное вращение самой Веги всего на 6,2 ° с точки зрения Земли, планета также может быть выровнена по этой плоскости, что дает ей фактическую массу203 ± 47 масс Земли. [83] Исследователи также обнаружили слабый196,4+1,6
-1,9-дневной сигнал, который может быть преобразован в 80 ± 21 масса Земли (740 ± 190 при наклоне 6,2 °), но слишком слаб, чтобы претендовать на реальный сигнал с доступными данными. [83]

Этимология и культурное значение [ править ]

См. Также: Летний треугольник , Звезды в астрологии § Вега и Вега в художественной литературе.

Считается, что это название произошло от арабского термина Al Nesr al Waki النسر الواقع, который появился в звездном каталоге Аль Achsasi al Mouakket и был переведен на латынь как Vultur Cadens , «падающий орел / стервятник». [101] [примечание 6] Созвездие было представлено как коршун в Древнем Египте , [102] и как орел или коршун в Древней Индии . [103] [104] Арабское имя появилось в западном мире в таблицах Альфонсина , [105]которые были составлены между 1215 и 1270 по приказу Альфонсо X . [106] Средневековые астролябии Англии и Западной Европы использовали названия Вега и Альвака и изображали его и Альтаир в виде птиц. [107]

Среди северных полинезийцев Вега была известна как Воту о те тау , годовая звезда. В течение определенного периода истории это означало начало их нового года, когда земля была подготовлена ​​для посадки. Со временем эта функция стала обозначаться Плеядами . [108]

В ассирийцах назвали эту поула звезду Даян-таки, «судья Неба», в то время как в аккадской она была Тир-анна, «Жизнь Небес». В вавилонской астрономии Вега могла быть одной из звезд по имени Дилган, «Посланник Света». Для древних греков созвездие Лира образовалось из арфы Орфея с Вегой в качестве ручки. [15] Для Римской Империи начало осени определялось часом, когда Вега заходила за горизонт. [14]

В китайском ,織女( Zhi Nǚ ), а это означает Weaving Девочку (астеризм) , относится к астеризму , состоящему из Vega, х Лир и ζ 1 Лиру . [109] Следовательно, китайское название для Vega является織女一( Zhi Nǚ YI , английский: Первая звезда ткацкой девушка ) [110] В китайской мифологии есть история любви Циси (七夕) , в котором Niulang (牛郎, Альтаир ) и двое его детей ( β Aquilaeи γ Aquilae ) отделены от своей матери Zhinü (織女, букв. «ткачиха», Вега), которая находится на противоположном берегу реки, Млечного Пути . [111] Однако один день в году, в седьмой день седьмого месяца китайского лунно-солнечного календаря , сороки образуют мост, чтобы Нюлан и Чжинью снова могли быть вместе для короткой встречи. Японский фестиваль Танабата , на котором Вега известен как Орихимэ (織 姫), также основан на этой легенде. [112]

В зороастризме Вега иногда ассоциировалась с Ванантом, второстепенным божеством, имя которого означает «победитель». [113]

Коренные Boorong жители северо - западной Виктории назвал его Neilloan , [114] «летающий займа ». [115]

В индуистской мифологии Вега называется Абхиджит и упоминается в « Махабхарата Вана Парва» (гл. 230, стихи 8–11). [ необходима цитата ]

Средневековые астрологи считали Вегу одной из бехенских звезд [116] и связывали ее с хризолитом и зимним чабером . Корнелиус Агриппа внес свой каббалистический знак в Vultur cadens , буквальный латинский перевод арабского имени. [117] Средневековые звездные карты также перечисляли альтернативные имена этой звезды: Ваги, Вагие и Века. [29]

Стихотворение У.Х. Одена « Летняя ночь (Джеффри Хойленду) » [118] в 1933 году начинается с куплета: «Я лежу на лужайке в постели / Вега, заметная над головой».

Vega стала первой звездой , чтобы иметь автомобиль названный в честь него с французской Facel Vega линией автомобилей с 1954 годом, а позже, в Америке, Chevrolet запустила Vega в 1971 г. [119] Другие транспортные средства , названные в честь Vega включают в ЕКА Vega пусковая система [120] и самолет Lockheed Vega . [121]

Примечания [ править ]

  1. ^ Полярная температура околоНа 2000  К выше, чем на экваторе, из-за быстрого вращения Веги
  2. ^ От Cox, Артур Н., изд. (1999). Астрофизические качества Аллена (4-е изд.). Нью-Йорк: Springer-Verlag. п. 382. ISBN. 978-0-387-98746-0.:
    М бол = -2,5 лог л / л ☉ + 4,74,
    где M bol - болометрическая звездная величина , L - светимость звезды, L ☉ - светимость Солнца . A M Bol изменение ± 0,03 дает
    M bol 2 - M bol 1 = 0,03 = 2,5 log L 1 / L 2
    за
    L 1 / L 2 = 10 0,03 / 2,5 ≈ 1,028,
    или изменение яркости ± 2,8%.
  3. ^ Для металличности -0,5 доля металлов относительно Солнца определяется выражением
    .
    См .: Маттеуччи, Франческа (2001). Химическая эволюция Галактики . Библиотека астрофизики и космических наук. 253 . Springer Science & Business Media. п. 7. ISBN 978-0792365525.
  4. ^ Компоненты пространственной скорости в галактической системе координат : U = -10,7 ± 3,5 , V = −8,0 ± 2,4 , W = −9,7 ± 3,0 км / с . UVW - декартова система координат , поэтому применима формула евклидова расстояния . Следовательно, чистая скорость равна
    См .: Брюс, Питер С. (2015). Вводная статистика и аналитика: перспектива повторной выборки . Джон Вили и сыновья. п. 20. ISBN 978-1118881330.
  5. ^ Солнце появилось бы в диаметрально противоположных координатах от Веги в α =  6 ч 36 м 56,3364 с , δ = -38 ° 47 ′ 01,291 ″, что находится в западной части Колумбии. Визуальная величина дана [ оригинальным исследованием? ]
  6. ^ То есть стервятник на земле со сложенными крыльями (Эдвард Уильям Лейн, арабско-английский лексикон ).

Ссылки [ править ]

  1. ^ "Вега" . Оксфордский словарь английского языка (Интернет-изд.). Издательство Оксфордского университета. (Требуется подписка или членство в учреждении-участнике .)
  2. ^ а б "Вега" . Словарь Мерриама-Вебстера .
  3. ^ Куницш, Пол; Смарт, Тим (2006). Словарь современных звездных имен: Краткое руководство по 254 звездным именам и их производным (2-е изд.). Кембридж, Массачусетс: Sky Pub. ISBN 978-1-931559-44-7.
  4. ↑ a b c d e f van Leeuwen, F. (ноябрь 2007 г.). «Подтверждение нового сокращения Hipparcos». Астрономия и астрофизика . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Бибкод : 2007A & A ... 474..653V . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20078357 . S2CID 18759600 . 
  5. ^ Болин, RC; Гиллиланд, Р.Л. (2004). "Абсолютная спектрофотометрия Веги космическим телескопом Хаббла от дальнего ультрафиолета до инфракрасного" . Астрономический журнал . 127 (6): 3508–3515. Bibcode : 2004AJ .... 127.3508B . DOI : 10.1086 / 420715 .
  6. ^ a b Самусь, Н.Н. Дурлевич, О.В. и другие. (2009). "Онлайн-каталог данных VizieR: Общий каталог переменных звезд (Samus + 2007–2013)". Онлайн-каталог данных VizieR: B / GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat .... 102025S . 1 : 02025. Bibcode : 2009yCat .... 102025S .
  7. ^ Грей, RO; Corbally, CJ; Гарнизон, РФ; McFadden, MT; Робинсон, ЧП (2003). «Вклады в проект« Ближайшие звезды »(NStars): Спектроскопия звезд до M0 в пределах 40 парсеков: северный образец I». Астрономический журнал . 126 (4): 2048. arXiv : astro-ph / 0308182 . Bibcode : 2003AJ .... 126.2048G . DOI : 10.1086 / 378365 . S2CID 119417105 . 
  8. ^ a b Ducati, JR (2002). "Онлайн-каталог данных VizieR: Каталог звездной фотометрии в 11-цветной системе Джонсона". CDS / ADC Коллекция электронных каталогов . 2237 . Bibcode : 2002yCat.2237 .... 0D .
  9. ^ a b Эванс, Д.С. (20–24 июня 1966 г.). «Пересмотр Общего каталога радиальных скоростей». Материалы симпозиума IAU No. 30 . Определение радиальных скоростей и их применения . 30 . Лондон, Англия. п. 57. Bibcode : 1967IAUS ... 30 ... 57E .
  10. ^ Гейтвуд, Джордж (2008). «Астрометрические исследования Альдебарана, Арктура, Веги, Гиад и других регионов» . Астрономический журнал . 136 (1): 452–460. Bibcode : 2008AJ .... 136..452G . DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 136/1/452 .
  11. ^ Б с д е е г ч я J K L Yoon, Jinmi; и другие. (Январь 2010 г.). «Новый взгляд на состав, массу и возраст Веги» . Астрофизический журнал . 708 (1): 71–79. Bibcode : 2010ApJ ... 708 ... 71Y . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 708/1/71 .
  12. ^ а б в г Ауфденберг, JP; и другие. (2006). «Первые результаты на массиве CHARA: VII. Интерферометрические измерения Веги с длинной базой, согласующиеся с полюсом, быстро вращающейся звездой?». Астрофизический журнал . 645 (1): 664–675. arXiv : astro-ph / 0603327 . Bibcode : 2006ApJ ... 645..664A . DOI : 10.1086 / 504149 . S2CID 13501650 . 
  13. ^ a b c Кинман, Т .; и другие. (2002). «Определение T eff для бедных металлами звезд A-типа с использованием звездных величин V и 2MASS J, H и K» . Астрономия и астрофизика . 391 (3): 1039–1052. Bibcode : 2002A & A ... 391.1039K . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20020806 .
  14. ^ a b c d e Аллен, Ричард Хинкли (1963). Имена звезд: их знания и значение . Courier Dover Publications. ISBN 978-0-486-21079-7.
  15. ^ a b Кендалл, Э. Отис (1845). Уранография: Или, Описание Небес; Предназначен для академиков и школ; Сопровождается Атласом Небес . Филадельфия: Издательство Оксфордского университета.
  16. ^ Персонал. "V * alf Lyr - Переменная звезда" . SIMBAD . Проверено 30 октября 2007 .- используйте опцию «отображать все измерения» для отображения дополнительных параметров.
  17. ^ Гулливер, Остин Ф .; и другие. (1994). «Вега: быстро вращающаяся полюсная звезда». Астрофизический журнал . 429 (2): L81 – L84. Bibcode : 1994ApJ ... 429L..81G . DOI : 10.1086 / 187418 .
  18. ^ "Расчет с помощью приложения Stellarium версии 0.10.2" . Проверено 28 июля 2009 .
  19. ^ а б Баргер, М. Сьюзен; и другие. (2000) [Впервые опубликовано в 1991 году]. Дагерротип: технология девятнадцатого века и современная наука . JHU Press. п. 88. ISBN 978-0-8018-6458-2.
  20. ^ Б Баркер, Джордж Ф. (1887). "На мемориальных фотографиях Генри Дрейпера звездных спектров". Труды Американского философского общества . 24 : 166–172.
  21. ^ a b Петерсон, DM; и другие. (2006). «Вега - быстро вращающаяся звезда». Природа . 440 (7086): 896–899. arXiv : astro-ph / 0603520 . Bibcode : 2006Natur.440..896P . DOI : 10,1038 / природа04661 . PMID 16612375 . S2CID 533664 .  
  22. ^ a b c Вс, KYL; и другие. (2005). «Диск обломков Веги: сюрприз от Спитцера ». Астрофизический журнал . 628 (1): 487–500. arXiv : astro-ph / 0504086 . Bibcode : 2005ApJ ... 628..487S . DOI : 10.1086 / 430819 . S2CID 18898968 . 
  23. ^ a b Песня, Инсок; и другие. (2002). "Звезды типа Веги M". Астрономический журнал . 124 (1): 514–518. arXiv : astro-ph / 0204255 . Bibcode : 2002AJ .... 124..514S . DOI : 10,1086 / 341164 . S2CID 3450920 . 
  24. ^ Glasse, Кирилл (2008). Новая энциклопедия ислама . Справочная, информационная и междисциплинарная серия предметов (3-е изд.). Роуман и Литтлфилд. п. 75. ISBN 978-0-7425-6296-7.
  25. ^ "Рабочая группа IAU по звездным именам (WGSN)" . Международный астрономический союз . Дата обращения 22 мая 2016 .
  26. ^ "Бюллетень рабочей группы МАС по звездным именам, № 1" (PDF) . IAU Division C: Education, Outreach and Heritage (WGSN). Июль 2016 . Проверено 28 июля +2016 .
  27. ^ "Каталог звездных имен IAU" . IAU Division C: Education, Outreach and Heritage (WGSN). 21 августа 2016 года . Проверено 28 июля +2016 .
  28. ^ a b Пасачофф, Джей М. (2000). Полевой справочник по звездам и планетам (4-е изд.). Полевые гиды Houghton Mifflin. ISBN 978-0-395-93431-9.
  29. ^ a b Бернхэм, Роберт JR (1978). Небесный справочник Бёрнема: Путеводитель наблюдателя по Вселенной за пределами Солнечной системы . 2 . Courier Dover Publications. ISBN 978-0-486-23568-4.
  30. ^ Чайкин, Эндрю Л. (1990). Битти, JK; Петерсен, CC (ред.). Новая Солнечная система (4-е изд.). Кембридж, Англия: Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-64587-4.
  31. ^ Рой, Арчи E .; и другие. (2003). Астрономия: принципы и практика . CRC Press. ISBN 978-0-7503-0917-2.
  32. ^ Upgren, Arthur R. (1998). У ночи тысяча глаз: невооруженный взгляд на небо, его науку и знания . Основные книги. Bibcode : 1998nhte.book ..... U . ISBN 978-0-306-45790-6.
  33. ^ Холден, Эдвард С .; и другие. (1890). «Фотографии Венеры, Меркурия и Альфы Лиры при дневном свете». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 2 (10): 249–250. Bibcode : 1890PASP .... 2..249H . DOI : 10.1086 / 120156 .
  34. ^ «Спектроскопия и рождение астрофизики» . Инструменты космологии . Американский институт физики . Проверено 15 ноября 2007 .
  35. ^ Hentschel, Клаус (2002). Составление карты спектра: методы визуального представления в исследованиях и обучении . Издательство Оксфордского университета. ISBN 978-0-19-850953-0.
  36. ↑ Гарнизон, РФ (декабрь 1993 г.). «Опорные точки для системы спектральной классификации МК» . Бюллетень Американского астрономического общества . 25 : 1319. Bibcode : 1993AAS ... 183.1710G .
  37. ^ Берри, Артур (1899). Краткая история астрономии . Нью-Йорк: Сыновья Чарльза Скрибнера. ISBN 978-0-486-20210-5.
  38. ^ Débarbat, Suzanne (1988). «Первые успешные попытки определения звездных параллаксов в свете соответствия Бесселя и Струве». Картографирование неба: прошлое наследие и будущие направления . Springer. ISBN 978-90-277-2810-4.
  39. ^ Аноним (2007-06-28). «Первые измерения параллакса» . Astroprof . Проверено 12 ноября 2007 .
  40. ^ Перриман, MAC; и другие. (1997). "Каталог Hipparcos". Астрономия и астрофизика . 323 : L49 – L52. Bibcode : 1997A & A ... 323L..49P .
  41. ^ Перриман, Майкл (2010). Создание величайшей звездной карты в истории . Вселенная астрономов. Гейдельберг: Springer-Verlag. Bibcode : 2010mhgs.book ..... P . DOI : 10.1007 / 978-3-642-11602-5 . ISBN 978-3-642-11601-8.
  42. ^ Гарфинкель, Роберт А. (1997). Прыжок по звездам: ваша виза для просмотра Вселенной . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-59889-7.
  43. Перейти ↑ Cochran, AL (1981). «Спектрофотометрия с самосканирующей решеткой кремниевых фотодиодов. II - Звезды вторичного стандарта». Серия дополнений к астрофизическим журналам . 45 : 83–96. Bibcode : 1981ApJS ... 45 ... 83C . DOI : 10.1086 / 190708 .
  44. ^ Джонсон, HL; и другие. (1953). «Фундаментальная звездная фотометрия для эталонов спектрального класса по переработанной системе спектрального атласа Йеркса». Астрофизический журнал . 117 : 313–352. Bibcode : 1953ApJ ... 117..313J . DOI : 10.1086 / 145697 .
  45. ^ Уолш, Дж. (2002-03-06). «Альфа Лиры (HR7001)» . Оптические и УФ-спектрофотометрические звезды-эталоны . ESO. Архивировано из оригинала на 2007-02-09 . Проверено 15 ноября 2007 .- поток в зависимости от длины волны для Веги.
  46. ^ МакМэхон, Ричард Г. (2005-11-23). «Заметки о Веге и величинах» (Текст) . Кембриджский университет . Проверено 7 ноября 2007 .
  47. ^ а б Ферни, JD (1981). «О вариативности Веги» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 93 (2): 333–337. Bibcode : 1981PASP ... 93..333F . DOI : 10,1086 / 130834 .
  48. ^ Gautschy, A .; и другие. (1995). «Звездные пульсации на диаграмме ЧСС: Часть 1». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 33 (1): 75–114. Bibcode : 1995ARA & A..33 ... 75G . DOI : 10.1146 / annurev.aa.33.090195.000451 .
  49. ^ И.А., Васильев; и другие. (1989-03-17). «Об изменчивости Веги» . Комиссия 27 МАС . Проверено 30 октября 2007 .
  50. ↑ Hayes, DS (24–29 мая 1984 г.). «Звездные абсолютные потоки и распределения энергии от 0,32 до 4,0 мкм». Материалы симпозиума "Калибровка фундаментальных звездных величин" . Калибровка фундаментальных звездных величин . 111 . С. 225–252. Bibcode : 1985IAUS..111..225H .
  51. ^ Грей, Раймонд (2007). «Проблемы с Вегой». Будущее фотометрической, спектрофотометрической и поляриметрической стандартизации, Серия конференций ASP, Труды конференции, состоявшейся 8–11 мая 2006 г. в Бланкенберге, Бельгия . 364 : 305–. Bibcode : 2007ASPC..364..305G .
  52. ↑ Бутковская, Варвара (2011). «Долгосрочная изменчивость Веги». Astronomische Nachrichten . 332 (9–10): 956–960. Bibcode : 2011AN .... 332..956B . DOI : 10.1002 / asna.201111587 .
  53. ^ а б в Топка, К .; и другие. (1979). «Обнаружение мягких рентгеновских лучей от Alpha Lyrae и Eta Bootis с помощью рентгеновского телескопа». Астрофизический журнал . 229 : 661. Bibcode : 1979ApJ ... 229..661T . DOI : 10.1086 / 157000 .
  54. ^ Харви, Пол Э .; и другие. (1984). «О дальних инфракрасных лучах Веги». Природа . 307 (5950): 441–442. Bibcode : 1984Natur.307..441H . DOI : 10.1038 / 307441a0 . S2CID 4330793 . 
  55. ^ Mengel, JG; и другие. (1979). «Звездная эволюция от главной последовательности нулевого возраста». Серия дополнений к астрофизическим журналам . 40 : 733–791. Bibcode : 1979ApJS ... 40..733M . DOI : 10.1086 / 190603 .- Со страниц 769–778: для звезд в диапазоне 1,75 < M <2,2 , 0,2 <Y <0,3 и 0,004 < Z <0,01 звездные модели дают диапазон возраста (0,43 - 1,64) × 10 9 лет между соединением звезды. основная последовательность и поворот к ветке красного гиганта. Однако с массой, близкой к 2,2, интерполированный возраст для Веги меньше миллиарда.
  56. ^ Саларис, Маурицио; и другие. (2005). Эволюция звезд и звездных популяций . Джон Уайли и сыновья. п. 120 . ISBN 978-0-470-09220-0.
  57. ^ Браунинг, Мэтью; и другие. (2004). «Моделирование конвекции ядра во вращающихся звездах A-типа: дифференциальное вращение и превышение». Астрофизический журнал . 601 (1): 512–529. arXiv : astro-ph / 0310003 . Bibcode : 2004ApJ ... 601..512B . DOI : 10.1086 / 380198 . S2CID 16201995 . 
  58. ^ Падманабхан, Тана (2002). Теоретическая астрофизика . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-56241-6.
  59. ^ Ок, JB; и другие. (1970). «Абсолютное спектральное распределение энергии альфы Лиры». Астрофизический журнал . 161 : 1015–1023. Bibcode : 1970ApJ ... 161.1015O . DOI : 10.1086 / 150603 .
  60. ^ Ричмонд, Майкл. «Уравнение Больцмана» . Рочестерский технологический институт . Проверено 15 ноября 2007 .
  61. ^ Клейтон, Дональд Д. (1983). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза . Издательство Чикагского университета. ISBN 978-0-226-10953-4.
  62. Перейти ↑ Michelson, E. (1981). «Звездные спектры в ближнем ультрафиолете альфа Лиры и бета Ориона» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 197 : 57–74. Bibcode : 1981MNRAS.197 ... 57М . DOI : 10.1093 / MNRAS / 197.1.57 .
  63. ^ Шмитт, JHMM (1999). «Короны на звездах солнечного типа». Астрономия и астрофизика . 318 : 215–230. Bibcode : 1997A&A ... 318..215S .
  64. ^ а б Вайана, GS (1980). А.К. Дюпри (ред.). "Звездные короны - Обзор звездного обзора Эйнштейна / CFA In: Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun ". Специальный отчет САО . 389 (389): 195–215. Bibcode : 1980SAOSR.389..195V .
  65. ^ Манро, RH; и другие. (Май 1977 г.). «Физические свойства полярной корональной дыры от 2 до 5 солнечных радиусов». Астрофизический журнал . 213 (5): 874–86. Bibcode : 1977ApJ ... 213..874M . DOI : 10.1086 / 155220 .
  66. ^ Lignières, F .; и другие. (2009). «Первое свидетельство наличия магнитного поля на Веге». Астрономия и астрофизика . 500 (3): L41 – L44. arXiv : 0903.1247 . Бибкод : 2009A & A ... 500L..41L . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 200911996 . S2CID 6021105 . 
  67. ↑ Персонал (26 июля 2009 г.). "Магнитное поле на яркой звезде Веге" . Science Daily . Проверено 30 июля 2009 .
  68. ^ Бём, Т .; и другие. (Май 2015 г.). «Открытие звездных пятен на Веге. Первое спектроскопическое обнаружение поверхностных структур на нормальной звезде A-типа». Астрономия и астрофизика . 577 : 12. arXiv : 1411.7789 . Bibcode : 2015A & A ... 577A..64B . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201425425 . S2CID 53548120 . A64. 
  69. ^ "Пресс-релиз NOAO 06-03: Быстро вращающаяся звезда Вега имеет прохладный темный экватор" .
  70. ^ Персонал (2006-01-10). «У Быстро вращающейся звезды Веги крутой темный экватор» . Национальная оптическая астрономическая обсерватория . Проверено 18 ноября 2007 .
  71. ↑ Адельман, Сол Дж. (8–13 июля 2004 г.). «Физические свойства нормальных А-звезд». Загадка звезды (PDF) . Труды Международного астрономического союза . 2004 . Попрад, Словакия. С. 1–11. Bibcode : 2004IAUS..224 .... 1A . DOI : 10.1017 / S1743921304004314 . Проверено 22 ноября 2007 .
  72. ^ Quirrenbach, Andreas (2007). «Увидеть поверхности звезд». Наука . 317 (5836): 325–326. DOI : 10.1126 / science.1145599 . PMID 17641185 . S2CID 118213499 .  
  73. ^ Antia, HM; и другие. (2006). «Определение солнечного обилия с помощью гелиосейсмологии». Астрофизический журнал . 644 (2): 1292–1298. arXiv : astro-ph / 0603001 . Bibcode : 2006ApJ ... 644.1292A . DOI : 10.1086 / 503707 . S2CID 15334093 . 
  74. ^ Renson, P .; и другие. (1990). "Каталог кандидатов Lambda Bootis". Информационный бюллетень Центра донских звезд . 38 : 137–149. Bibcode : 1990BICDS..38..137R .- Запись HD 172167 на стр. 144.
  75. ^ Цю, HM; и другие. (2001). «Паттерны изобилия Сириуса и Веги» . Астрофизический журнал . 548 (2): 77–115. Bibcode : 2001ApJ ... 548..953Q . DOI : 10.1086 / 319000 .
  76. ^ Мартинес, Питер; и другие. (1998). «Пульсирующая лямбда Bootis star HD 105759» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 301 (4): 1099–1103. Bibcode : 1998MNRAS.301.1099M . DOI : 10.1046 / j.1365-8711.1998.02070.x .
  77. ^ Адельман, Сол Дж .; и другие. (1990). "Анализ элементарного изобилия обычной на первый взгляд звезды А Веги". Астрофизический журнал, часть 1 . 348 : 712–717. Bibcode : 1990ApJ ... 348..712A . DOI : 10.1086 / 168279 .
  78. Перейти ↑ Majewski, Steven R. (2006). «Звездные движения» . Университет Вирджинии. Архивировано из оригинала на 2012-01-25 . Проверено 27 сентября 2007 .- Чистое собственное движение определяется:
    где и - компоненты собственного движения по прямой прямой линии и склонению соответственно, а - склонение.
  79. ^ a b Barrado y Navascues, D. (1998). «Движущаяся группа Castor. Эпоха Фомальгаута и ВЕГА». Астрономия и астрофизика . 339 : 831–839. arXiv : astro-ph / 9905243 . Bibcode : 1998a & A ... 339..831B .
  80. Перейти ↑ Moulton, Forest Ray (1906). Введение в астрономию . Компания Macmillan. п. 502 .
  81. ^ Желонка-Джонс, CAL (март 2015). «Близкие встречи звездного рода». Астрономия и астрофизика . 575 : 13. arXiv : 1412.3648 . Bibcode : 2015A & A ... 575A..35B . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201425221 . S2CID 59039482 . A35. 
  82. ^ Инглис, Майк (2003). Руководство наблюдателя по звездной эволюции: рождение, жизнь и смерть звезд . Springer. ISBN 978-1-85233-465-9.
  83. ^ a b c d Hurt, Spencer A .; Куинн, Сэмюэл Н .; Латам, Дэвид В .; Вандербург, Андрей; Эскердо, Гилберт А .; Калкинс, Майкл Л .; Берлинд, Перри; Ангус, Рут; Latham, Christian A .; Чжоу, Джордж (21 января 2021 г.). «Десятилетие мониторинга лучевых скоростей Веги и новые ограничения на присутствие планет». arXiv : 2101.08801 [ astro-ph.EP ].
  84. ^ а б Харпер, DA; и другие. (1984). «О природе материала, окружающего ВЕГА». Астрофизический журнал, часть 1 . 285 : 808–812. Bibcode : 1984ApJ ... 285..808H . DOI : 10.1086 / 162559 .
  85. ^ Робертсон, HP (апрель 1937 г.). «Динамические эффекты излучения в Солнечной системе» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 97 (6): 423–438. Bibcode : 1937MNRAS..97..423R . DOI : 10.1093 / MNRAS / 97.6.423 .
  86. ^ Дент, WRF; и другие. (2000). «Модели пылевых структур вокруг звезд с Вега-избытком» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 314 (4): 702–712. Bibcode : 2000MNRAS.314..702D . DOI : 10.1046 / j.1365-8711.2000.03331.x .
  87. ^ Ciardi, Дэвид Р .; и другие. (2001). "О размерах Веги в ближнем инфракрасном диапазоне". Астрофизический журнал . 559 (1): 237–244. arXiv : astro-ph / 0105561 . Bibcode : 2001ApJ ... 559.1147C . DOI : 10.1086 / 322345 . S2CID 15898697 . 
  88. ^ Defrère, D .; и другие. (2011). «Горячая экзозодиакальная пыль рассосалась вокруг Веги с помощью IOTA / IONIC». Астрономия и астрофизика . 534 : А5. arXiv : 1108,3698 . Bibcode : 2011A & A ... 534a ... 5D . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201117017 . S2CID 8291382 . 
  89. ^ Absil, O .; и другие. (2006). «Околозвездный материал во внутренней системе Веги, обнаруженный CHARA / FLUOR». Астрономия и астрофизика . 452 (1): 237–244. arXiv : astro-ph / 0604260 . Бибкод : 2006A & A ... 452..237A . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20054522 . S2CID 2165054 . 
  90. ^ Жиро-Иней, Марион (лето 2006). "Звездная пыль Веги" . Международный журнал CNRS . Проверено 19 ноября 2007 .
  91. ^ Холланд, Уэйн S .; и другие. (1998). «Субмиллиметровые изображения пыльных обломков вокруг ближайших звезд». Природа . 392 (6678): 788–791. Bibcode : 1998Natur.392..788H . DOI : 10.1038 / 33874 . S2CID 4373502 . 
  92. ^ Персонал (1998-04-21). «Астрономы открывают возможные новые солнечные системы, формирующиеся вокруг ближайших звезд Вега и Фомальгаут» . Объединенный астрономический центр. Архивировано из оригинала на 2008-12-16 . Проверено 29 октября 2007 .
  93. ^ Wilner, D .; и другие. (2002). «Строение в пыльных обломках вокруг Веги». Астрофизический журнал . 569 (2): L115 – L119. arXiv : astro-ph / 0203264 . Bibcode : 2002ApJ ... 569L.115W . DOI : 10.1086 / 340691 . S2CID 36818074 . 
  94. Перейти ↑ Wyatt, M. (2003). "Резонансный захват планетезималей миграцией планет: скопления обломков дисков и сходство Веги с Солнечной системой". Астрофизический журнал . 598 (2): 1321–1340. arXiv : astro-ph / 0308253 . Bibcode : 2003ApJ ... 598.1321W . DOI : 10.1086 / 379064 . S2CID 10755059 . 
  95. ^ Gilchrist, E .; и другие. (2003-12-01). «Новое свидетельство существования солнечной планетной системы вокруг ближайшей звезды» . Королевская обсерватория, Эдинбург . Проверено 30 октября 2007 .
  96. ^ Ито, Йоичи; и другие. (2006). «Коронографический поиск внесолнечных планет вокруг ε Эри и Веги». Астрофизический журнал . 652 (2): 1729–1733. arXiv : astro-ph / 0608362 . Bibcode : 2006ApJ ... 652.1729I . DOI : 10.1086 / 508420 . S2CID 119542260 . 
  97. ^ Piétu, V .; и другие. (Июль 2011 г.). «Высокочувствительный поиск сгустков в поясе Койпера Веги. Новые наблюдения PdBI 1,3 мм». Астрономия и астрофизика . 531 : L2. arXiv : 1105,2586 . Bibcode : 2011A & A ... 531L ... 2P . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201116796 . S2CID 55674804 . 
  98. ^ Хьюз, А. Мередит; и другие. (2012). «Подтверждение в первую очередь гладкой структуры диска обломков Веги на миллиметровых длинах волн». Астрофизический журнал . 750 (1): 82. arXiv : 1203.0318 . Bibcode : 2012ApJ ... 750 ... 82H . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 750/1/82 . S2CID 118553890 . 82. 
  99. ^ Sibthorpe, B .; и другие. (2010). «Диск обломков Веги: взгляд из Гершеля». Астрономия и астрофизика . 518 : L130. arXiv : 1005.3543 . Бибкод : 2010A & A ... 518L.130S . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201014574 . S2CID 6461181 . L130. 
  100. ^ Кэмпбелл, B .; и другие. (1985). «О наклонении внесолнечных планетных орбит» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 97 : 180–182. Bibcode : 1985PASP ... 97..180C . DOI : 10.1086 / 131516 .
  101. ^ Knobel, EB (июнь 1895 г.). "Аль-Ахсаси Аль-Муаккет, в каталоге звезд Календаря Мохаммада Аль-Ахсаси Аль-Муаккета" . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 55 (8): 429–438. Bibcode : 1895MNRAS..55..429K . DOI : 10.1093 / MNRAS / 55.8.429 .
  102. Перейти ↑ Massey, Gerald (2001). Древний Египет: свет мира . Адамант Медиа Корпорация. ISBN 978-1-60206-086-9.
  103. ^ Олкотт, Уильям Тайлер (1911). Звездные знания всех возрастов: собрание мифов, легенд и фактов о созвездиях северного полушария . Сыновья Г.П. Патнэма. Bibcode : 1911slaa.book ..... O . ISBN 978-0-7873-1096-7.
  104. ^ Хоулдинг, Дебора (декабрь 2005 г.). «Лира: Лира» . Sktscript . Проверено 4 ноября 2007 .
  105. ^ Kunitzsch, Павел (1986). «Звездный каталог, обычно прилагаемый к таблицам Альфонсина». Журнал истории астрономии . 17 (49): 89–98. Bibcode : 1986JHA .... 17 ... 89K . DOI : 10.1177 / 002182868601700202 . S2CID 118597258 . 
  106. ^ Houtsma, M. Th .; и другие. (1987). Первая энциклопедия ислама Э. Дж. Брилла, 1913–36 . VII . Э. Дж. Брилл. п. 292.
  107. ^ Джинджерич, О. (1987). «Зооморфные астролябии и введение арабских имен звезд в Европе». Летопись Нью-Йоркской академии наук . 500 (1): 89–104. Bibcode : 1987NYASA.500 ... 89G . DOI : 10.1111 / j.1749-6632.1987.tb37197.x . S2CID 84102853 . 
  108. ^ Смит, С. Перси (1919). «Отечество полинезийцев - арийские и полинезийские точки соприкосновения» . Журнал полинезийского общества . 28 : 18–20.
  109. ^ 陳久 金 (2005).中國 星座 神話. 五 南 圖書 出 Version 股份有限公司. ISBN 978-986-7332-25-7.
  110. ^ "天文 教育 資訊 網" [AEEA (Выставочная и образовательная деятельность в области астрономии)] (на китайском языке). 2006-07-03 . Проверено 6 января 2019 .
  111. ^ Вэй, Лиминг; и другие. (2005). Китайские фестивали . Китайская межконтинентальная пресса. ISBN 978-7-5085-0836-8.
  112. ^ Kippax, Джон Роберт (1919). Зов звезд: популярное введение в познание звездного неба с их романами и легендами . Сыновья Г.П. Патнэма.
  113. ^ Бойс, Мэри (1996). История зороастризма, том первый: Ранний период . Нью-Йорк: Э. Дж. Брилл. ISBN 978-90-04-08847-4.
  114. ^ Hamacher, Duane W .; и другие. (2010). "Аборигенные австралийские записи о большом извержении Eta Carinae". Журнал астрономической истории и наследия . 13 (3): 220–34. arXiv : 1010,4610 . Bibcode : 2010JAHH ... 13..220H .
  115. ^ Стэнбридж, Уильям Эдвард (1857). «Об астрономии и мифологии аборигенов Виктории». Труды Философского института Виктории . 2 : 137. Bibcode : 1857PPIVT ... 2..137S .
  116. ^ Тайсон, Дональд; и другие. (1993). Три книги оккультной философии . Llewellyn Worldwide. ISBN 978-0-87542-832-1.
  117. ↑ Агриппа, Генрих Корнелиус (1533). De Occulta Philosophia . ISBN 978-90-04-09421-5.
  118. ^ "WH Оден - Летняя ночь (Джеффри Хойланду)" . Проверено 6 января 2019 .
  119. ^ Фроммерт, Хартмут. «Вега, Альфа Лиры» . САСЫ. Архивировано из оригинала на 2007-10-24 . Проверено 2 ноября 2007 .
  120. ^ Персонал (2005-05-20). «Ракеты-носители - Вега» . Европейское космическое агентство . Проверено 12 ноября 2007 .
  121. ^ Румерман, Джуди (2003). «Локхид Вега и его пилоты» . Комиссия США по случаю столетия полетов. Архивировано из оригинала на 2007-10-18 . Проверено 12 ноября 2007 .

Внешние ссылки [ править ]

  • Анонимный. «Вега» . SolStation . Компания Sol . Проверено 9 ноября 2005 .
  • Гилкрист, Элеонора; и другие. (2003-12-01). «Новое свидетельство существования солнечной планетной системы вокруг ближайшей звезды» . Объединенный астрономический центр. Архивировано из оригинала на 2009-09-23 . Проверено 10 ноября 2007 .
  • Хилл, Гей Йи; и другие. (2005-01-10). «Спитцер видит пыльные последствия столкновения размером с Плутон» . НАСА / Космический телескоп Спитцера. Архивировано из оригинального 18 мая 2007 года . Проверено 2 ноября 2007 .

Координаты : Карта неба 18 ч 36 м 56,3364 с , + 38 ° 47 ′ 01,291 ″.