stringtranslate.com

Вега

Вега — самая яркая звезда северного созвездия Лиры . Он имеет обозначение Байера α Lyrae , которое латинизировано до Alpha Lyrae и сокращенно Alpha Lyr или α Lyr . Эта звезда находится относительно близко , всего в 25 световых годах (7,7 парсека ) от Солнца , и является одной из самых ярких звезд в окрестностях Солнца . Это пятая по яркости звезда ночного неба и вторая по яркости звезда северного небесного полушария после Арктура .

Вега тщательно изучалась астрономами, в результате чего ее назвали «возможно, следующей по значимости звездой на небе после Солнца». [18] Вега была северной полярной звездой около 12 000 г. до н. э. и снова станет таковой около 13 727 года, когда ее склонение составит +86° 14′. [19] Вега была первой звездой, кроме Солнца, изображение и спектр которой были сфотографированы. [20] [21] Это была одна из первых звезд, расстояние до которой было оценено посредством измерений параллакса . Вега служила базовой линией для калибровки фотометрической шкалы яркости и была одной из звезд, используемых для определения нулевой точки фотометрической системы UBV .

Возраст Веги составляет лишь одну десятую возраста Солнца, но, поскольку она в 2,1 раза массивнее, ее ожидаемая продолжительность жизни также составляет одну десятую продолжительности жизни Солнца; обе звезды в настоящее время приближаются к середине своего существования на главной последовательности . По сравнению с Солнцем, Вега имеет меньшее содержание элементов тяжелее гелия . [13] Вега также является переменной звездой , то есть звездой, яркость которой колеблется. Он быстро вращается со скоростьюНа экваторе скорость 236 км/с . Это приводит к тому, что экватор выпячивается наружу из-за центробежных эффектов, и в результате происходит изменение температуры в фотосфере звезды, которое достигает максимума на полюсах. С Земли Вегу наблюдают со стороны одного из этих полюсов. [22]

Судя по наблюдениям за более сильным , чем ожидалось, инфракрасным излучением, Вега, похоже, имеет околозвездный пылевой диск . Эта пыль, вероятно, является результатом столкновений между объектами на орбитальном диске обломков , который аналогичен поясу Койпера в Солнечной системе . [23] Звезды, которые демонстрируют избыток инфракрасного излучения из-за выброса пыли, называются звездами типа Веги. [24] В 2021 году методом лучевых скоростей был обнаружен кандидат в сверхгорячий Нептун на 2,43-дневной орбите вокруг Веги , а также еще один возможный сигнал массы Сатурна с периодом около 200 дней. [25]

Номенклатура

Вега — самая яркая звезда в созвездии Лиры.

α Лиры ( латинизированное название Альфа Лиры ) — это обозначение звезды по Байеру . Традиционное название Вега (ранее Wega [15] ) происходит от свободной транслитерации арабского слова wāqi ' ( араб . واقع ), означающего «падение» или «приземление», посредством фразы ан-наср аль-ваки ( араб . النّسر) . الْواقع ), «падающий орел». [26] В 2016 году Международный астрономический союз (МАС) организовал Рабочую группу по названиям звезд (WGSN) [27] для каталогизации и стандартизации собственных имен звезд. Первый бюллетень WGSN от июля 2016 г. [28] включал таблицу первых двух групп названий, одобренных WGSN; который включал Вегу для этой звезды. Теперь оно внесено в Каталог звездных имен МАС . [29]

Наблюдение

Летний треугольник

Вегу часто можно увидеть вблизи зенита в средних северных широтах летом в северном полушарии вечером . [30] В средних южных широтах его можно увидеть низко над северным горизонтом зимой в Южном полушарии . При склонении +38,78° Вегу можно увидеть только на широте к северу от 51° ю.ш. Поэтому 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 как околополярная звезда . Примерно 1 июля Вега достигает кульминации в полночь , пересекая в это время меридиан . [31]

Маленькие белые диски, изображающие северные звезды на черном фоне, наложенные на круг, показывающий положение северного полюса с течением времени.
Путь северного полюса мира среди звезд вследствие 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 меняется со временем в процессе, известном как прецессия равноденствий . Для полного цикла прецессии требуется 25 770 лет, [32] в течение которых полюс вращения Земли следует по круговой траектории через небесную сферу , проходя вблизи нескольких выдающихся звезд. В настоящее время полярной звездой является Полярная звезда , но около 12 000 г. до н. э. полюс находился всего в пяти градусах от Веги. В результате прецессии полюс снова пройдет возле Веги около 14 000 г. н. э. [33] Вега — ярчайшая из последовательных звезд северного полюса. [15] Через 210 000 лет Вега станет самой яркой звездой ночного неба, [34] и достигнет пика яркости через 290 000 лет с видимой звездной величиной –0,81. [34]

Эта звезда находится в вершине широко разнесенного астеризма , называемого Летним треугольником , который состоит из Веги плюс двух звезд первой величины Альтаира в Орле и Денеба в Лебеде . [30] Это образование имеет приблизительную форму прямоугольного треугольника , в котором Вега расположена под прямым углом . Летний треугольник можно узнать на северном небе, поскольку в его окрестностях мало других ярких звезд. [35]

История наблюдений

Астрофотография Веги
«В ночь с 16 на 17 июля 1850 года Уиппл и Бонд сделали первый дагерротип звезды (Веги)»

Астрофотография , фотография небесных объектов, началась в 1840 году, когда Джон Уильям Дрейпер сделал изображение Луны с помощью процесса дагерротипирования . 17 июля 1850 года Вега стала первой звездой (кроме Солнца), которую сфотографировали, когда ее сфотографировали Уильям Бонд и Джон Адамс Уиппл в обсерватории Гарвардского колледжа , также с помощью дагерротипа. [15] [20] [36] В августе 1872 года Генри Дрейпер сфотографировал спектр Веги , первую фотографию спектра звезды, показывающую линии поглощения. [21] Подобные линии уже были идентифицированы в спектре Солнца. [37] 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 звездной категории. Позже они были идентифицированы как линии из серии Hydrogen Balmer . [38] С 1943 года спектр этой звезды служит одной из стабильных опорных точек, по которым классифицируются другие звезды. [39]

Расстояние до Веги можно определить, измеряя сдвиг ее параллакса на фоне звезд, когда Земля вращается вокруг Солнца. Джузеппе Каландрелли заметил звездный параллакс в 1805–1806 годах и пришел к значению звезды в 4 секунды, что было сильно завышенной оценкой. [40] Первым человеком, опубликовавшим параллакс звезды, был Фридрих Г.В. фон Струве , когда он объявил значение 0,125 угловой секунды (0,125″ ) для Веги. [41] Фридрих Бессель скептически относился к данным Струве, и, когда Бессель опубликовал параллакс 0,314 дюйма для звездной системы 61 Лебедя , Струве пересмотрел свое значение параллакса Веги, чтобы почти удвоить первоначальную оценку. 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 на самом деле был близок к принятому в настоящее время значению 0,129″ [42] [43] , определенному астрометрическим спутником Hipparcos . [4] [44] [45]

Яркость звезды, видимая с Земли, измеряется по стандартизированной логарифмической шкале . Эта видимая величина представляет собой числовое значение, значение которого уменьшается с увеличением яркости звезды. Самые тусклые звезды, видимые невооруженным глазом, имеют шестую звездную величину, а самая яркая на ночном небе, Сириус , имеет звездную величину -1,46. Чтобы стандартизировать шкалу звездных величин, астрономы выбрали Вегу и несколько подобных звезд и усреднили их яркость, чтобы представить нулевую звездную величину на всех длинах волн. Таким образом, на протяжении многих лет Вега использовалась в качестве базовой линии для калибровки абсолютных фотометрических шкал яркости. [46] Однако это уже не так, поскольку нулевая точка видимой магнитуды теперь обычно определяется в терминах конкретного численно заданного потока . Такой подход более удобен для астрономов, поскольку Вега не всегда доступна для калибровки и различается по яркости. [47]

Фотометрическая система UBV измеряет величину звезд с помощью ультрафиолетового , синего и желтого фильтров, получая значения U , B и V соответственно. Вега — одна из шести звезд A0V , которые использовались для установки начальных средних значений этой фотометрической системы, когда она была введена в 1950-х годах. Средние звездные величины этих шести звезд были определены как: U - B = B - V = 0. Фактически шкала звездных величин была откалибрована таким образом, чтобы звездные величины этих звезд были одинаковыми в желтой, синей и ультрафиолетовой частях звездного неба. электромагнитный спектр . [48] ​​Таким образом, Вега имеет относительно плоский электромагнитный спектр в визуальной области — диапазон длин волн 350–850 нанометров , большую часть которого можно увидеть человеческим глазом, — поэтому плотности потока примерно равны; 2000–4000  Ян . [49] Однако плотность потока Веги быстро падает в инфракрасном диапазоне и приближается к100 Ян в5  микрометров . [50]

Фотометрические измерения Веги в 1930-х годах, по-видимому, показали, что звезда имела переменность небольшой звездной величины, порядка ±0,03 звездной величины (около ±2,8% [примечание 2] светимости). Этот диапазон изменчивости был близок к пределу возможностей наблюдений для того времени, поэтому вопрос об изменчивости Веги был спорным. Величина Веги была снова измерена в 1981 году в обсерватории Дэвида Данлэпа и показала некоторую небольшую изменчивость. Таким образом, было высказано предположение, что Вега время от времени демонстрировала пульсации малой амплитуды, связанные с переменной Дельта Щита . [51] Это категория звезд, которые колеблются когерентным образом, что приводит к периодическим пульсациям светимости звезды. [52] Хотя Вега соответствует физическому профилю этого типа переменной, другие наблюдатели не обнаружили таких изменений. Таким образом, считалось, что изменчивость, возможно, является результатом систематических ошибок в измерениях. [53] [54] Однако в статье 2007 года были рассмотрены эти и другие результаты и сделан вывод: «Консервативный анализ приведенных выше результатов предполагает, что Вега, вполне вероятно, варьируется в диапазоне 1–2%, с возможными случайными отклонениями до столь же высоких значений». как 4% от среднего». [55] Кроме того, в статье 2011 года подтверждается, что «долгосрочная (годовая) изменчивость Веги была подтверждена». [56]

Вега стала первой одиночной звездой главной последовательности за пределами Солнца, известной как излучатель рентгеновского излучения, когда в 1979 году ее наблюдали с помощью рентгеновского телескопа, запущенного на Aerobee 350 с ракетного полигона Уайт-Сэндс . [57] В 1983 году Вега стала первой звездой, у которой был обнаружен пылевой диск. Инфракрасный астрономический спутник (IRAS) обнаружил избыток инфракрасного излучения, исходящего от звезды, и это было связано с энергией, излучаемой орбитальной пылью, когда она нагревалась звездой. [58]

Физические характеристики

Спектральный класс Веги — A0V, что делает ее белой звездой главной последовательности с голубым оттенком , в ядре которой происходит синтез водорода и гелия . 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 времени жизни Солнца. [59] Текущий возраст этой звезды составляет около 455 миллионов лет, [11] или примерно половина ее ожидаемой общей продолжительности жизни на главной последовательности. Покинув главную последовательность, Вега станет красным гигантом класса М и потеряет большую часть своей массы, став, наконец, белым карликом . В настоящее время масса Веги более чем в два раза превышает массу Солнца [22] , а ее болометрическая светимость примерно в 40 раз превышает солнечную. Поскольку она вращается быстро, примерно раз в 16,5 часов [14] и видна почти с полюса, ее видимая светимость, рассчитанная в предположении, что ее яркость везде одинакова, примерно в 57 раз превышает солнечную. [12] Если Вега переменная, то это может быть тип Дельты Щита с периодом около 0,107 суток. [51]

Большая часть энергии, производимой в ядре Веги, генерируется циклом углерод-азот-кислород ( CNO-цикл ), процессом ядерного синтеза , который объединяет протоны с образованием ядер гелия через промежуточные ядра углерода, азота и кислорода. Этот процесс становится доминирующим при температуре около 17 миллионов К, [60] что немного выше температуры ядра Солнца, но менее эффективно, чем реакция цепного протон-протонного синтеза Солнца. Цикл CNO очень чувствителен к температуре, что приводит к образованию конвекционной зоны вокруг ядра [61] , которая равномерно распределяет «золу» от реакции термоядерного синтеза внутри области ядра. Вышележащая атмосфера находится в радиационном равновесии . В этом отличие от Солнца, у которого есть зона излучения с центром в ядре и вышележащая зона конвекции. [62]

Поток энергии от Веги был точно измерен относительно стандартных источников света. В5,480 Å , плотность потока3650 Ян с погрешностью 2%. [63] В визуальном спектре Веги преобладают линии поглощения водорода; в частности, рядом водорода Бальмера с электроном с главным квантовым числом n = 2 . [64] [65] Линии других элементов относительно слабы, причем самыми сильными являются ионизированные магний , железо и хром . [66] Рентгеновское излучение Веги очень низкое, что указывает на то, что корона этой звезды должна быть очень слабой или вообще отсутствовать. [67] Однако, поскольку полюс Веги обращен к Земле и может присутствовать полярная корональная дыра , [57] [68] подтверждение того, что корона является вероятным источником рентгеновских лучей, обнаруженных с Веги (или очень близкого региона). до Веги) может быть затруднено, поскольку большая часть корональных рентгеновских лучей не будет излучаться вдоль луча зрения. [68] [69]

С помощью спектрополяриметрии группа астрономов Обсерватории Пик дю Миди обнаружила магнитное поле на поверхности Веги . Это первое подобное обнаружение магнитного поля у звезды спектрального класса А, которая не является химически пекулярной звездой Ар . Средняя составляющая прямой видимости этого поля имеет силу −0,6 ± 0,3 гаусса (Гс) . [70] Это сравнимо со средним магнитным полем на Солнце. [71] Магнитные поля Веги составляют примерно 30 Гс, по сравнению с примерно 1 Гс у Солнца. [57] В 2015 году на поверхности звезды были обнаружены яркие звездные пятна — первое подобное обнаружение для нормальной звезды А-типа , и эти особенности свидетельствуют о вращательной модуляции с периодом 0,68 дня. [72]

Вращение

Период вращения Веги составляет 12,5 часов, [14] что намного быстрее, чем период вращения Солнца, но аналогичен периодам вращения Юпитера и Сатурна и немного медленнее . Из-за этого Вега значительно сплющена , как и эти две планеты.

Когда радиус Веги был измерен с высокой точностью с помощью интерферометра , это привело к неожиданно большому оценочному значениюВ 2,73 ± 0,01 раза больше радиуса Солнца . Это на 60% больше радиуса звезды Сириус, тогда как звездные модели показали, что он должен быть всего лишь примерно на 12% больше. Однако это несоответствие можно объяснить, если Вега — быстро вращающаяся звезда, на которую смотрят со стороны ее полюса вращения. Наблюдения с помощью установки 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. Верхняя граница оценок скорости вращения Веги равна236,2 ± 3,7 км/с [11] вдоль экватора, что намного выше наблюдаемой (т.е. прогнозируемой ) скорости вращения, поскольку Вега видна почти с полюса. Это 88% скорости, при которой звезда начала бы разрушаться под действием центробежных сил . [11] Такое быстрое вращение Веги приводит к выраженной экваториальной выпуклости, поэтому радиус экватора на 19% больше полярного радиуса, по сравнению с чуть менее 11% у Сатурна, самой сплюснутой из планет Солнечной системы. (Оценочный полярный радиус этой звезды составляет2,362 ± 0,012 радиуса Солнца , а экваториальный радиус равен2,818 ± 0,013 радиуса Солнца. [11] ) С Земли эта выпуклость рассматривается 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 к10 000  К , а экваториальная температура около8152 К. [11] Такая большая разница температур между полюсами и экватором приводит к сильному эффекту гравитационного затемнения . Если смотреть с полюсов, это приводит к более темному (более низкой интенсивности) краю, чем обычно можно было бы ожидать от сферически-симметричной звезды. Градиент температуры может также означать, что на Веге есть конвекционная зона вокруг экватора, [12] [73], в то время как остальная часть атмосферы, вероятно, находится в почти чистом радиационном равновесии . [74] По теореме фон Цейпеля локальная светимость выше на полюсах. В результате, если бы Вегу рассматривать вдоль плоскости ее экватора , а не почти с полюса, то ее общая яркость была бы ниже.

Поскольку Вега долгое время использовалась в качестве стандартной звезды для калибровки телескопов, открытие того, что она быстро вращается, может поставить под сомнение некоторые основные предположения, основанные на ее сферической симметрии. Теперь, когда угол обзора и скорость вращения Веги стали более известны, это позволит улучшить калибровку инструментов. [75]

Обилие элементов

В астрономии элементы с более высокими атомными номерами , чем у гелия, называются «металлами». Металличность фотосферы Веги составляет лишь около 32 % от содержания тяжелых элементов в атмосфере Солнца. [примечание 3] (Сравните это, например, с трехкратным содержанием металличности в аналогичной звезде Сириус по сравнению с Солнцем.) Для сравнения, на Солнце содержание элементов тяжелее гелия составляет около Z Sol  = 0,0172 ± 0,002 . [76] Таким образом, по содержанию лишь около 0,54% Веги состоит из элементов тяжелее гелия. Азота немного больше , кислорода лишь немного меньше, а содержание серы составляет около 50% от солнечного. С другой стороны, Вега содержит лишь от 10% до 30% солнечного содержания большинства других основных элементов с барием и скандием ниже 10%. [11]

Необычайно низкая металличность Веги делает ее слабой звездой Лямбда Боэтиса . [77] [78] 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 ближе к концу жизни звезды, горящей водородом. Другая возможность состоит в том, что звезда образовалась из межзвездной среды газа и пыли, которая была необычно бедна металлами. [79]

Наблюдаемое соотношение гелия и водорода в Веге составляет0,030 ± 0,005 , что примерно на 40% ниже, чем у Солнца. Это может быть связано с исчезновением зоны конвекции гелия вблизи поверхности. Вместо этого передача энергии осуществляется посредством радиационного процесса , который может вызывать аномалию содержания за счет диффузии. [80]

Кинематика

Лучевая скорость Веги является составляющей движения этой звезды вдоль луча зрения на Землю. Удаление от Земли приведет к смещению света от Веги к более низкой частоте (в сторону красного цвета) или к более высокой частоте (в сторону синего цвета), если движение направлено к Земле. Таким образом, скорость можно измерить по величине смещения 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 приводит к смещению положения Веги относительно более удаленных звезд фона. Тщательное измерение положения звезды позволяет рассчитать это угловое движение, известное как собственное движение . Собственное движение Веги202,03 ± 0,63  миллисекунды дуги (мсек) в год по прямому восхождению — небесному эквиваленту долготы — иСклонение 287,47 ± 0,54 мс/год , что эквивалентно изменению широты . Чистое собственное движение Веги равно327,78 мс/год , [81] что приводит к угловому перемещению на градус каждый раз.11 000 лет .

В галактической системе координат компоненты космической скорости Веги равны (U, V, W) = (−16,1 ± 0,3 ,−6,3 ± 0,8 ,−7,7 ± 0,3 ) км/с для чистой пространственной скорости19 км/с . [82] Радиальная составляющая этой скорости — в направлении Солнца — равна−13,9 км/с , а поперечная скорость равна12,9 км/с . [ нужна цитата ] Хотя Вега в настоящее время является лишь пятой по яркости звездой на ночном небе, звезда медленно становится ярче, поскольку собственное движение заставляет ее приближаться к Солнцу. [83] Вега приблизится на максимальное расстояние примерно через 264 000 лет на расстоянии перигелия 13,2 световых лет (4,04 пк). [84]

Судя по кинематическим свойствам этой звезды, она принадлежит к звездной ассоциации, называемой Движущейся группой Кастора . Однако Вега может быть намного старше этой группы, поэтому членство остается неопределенным. [11] В эту группу входят около 16 звезд, в том числе Альфа Весов , Альфа Цефеи , Кастор , Фомальгаут и Вега. Все члены группы движутся почти в одном направлении с одинаковыми пространственными скоростями . Членство в движущейся группе предполагает общее происхождение этих звезд в рассеянном скоплении , которое с тех пор стало гравитационно несвязанным. [85] Предполагаемый возраст этой движущейся группы составляет200 ± 100 миллионов лет , и их средняя пространственная скорость составляет16,5 км/с . [примечание 4] [82]

Возможная планетная система

Средний инфракрасный (24 мкм ) изображение диска обломков вокруг Веги.

Инфракрасный избыток

Одним из первых результатов работы инфракрасного астрономического спутника (IRAS) было открытие избыточного инфракрасного потока, исходящего от Веги, сверх того, что можно было бы ожидать только от звезды. Это превышение было измерено на длинах волн 25, 60 и 20 мкм.100  мкм и исходил из углового радиуса10 угловых секунд (10 дюймов ) в центре звезды. На измеренном расстоянии до Веги это соответствовало фактическому радиусу80  астрономических единиц (АЕ), где АЕ — средний радиус орбиты Земли вокруг Солнца. Было высказано предположение, что это излучение исходит от поля орбитальных частиц размером порядка миллиметра, поскольку все, что меньше, в конечном итоге будет удалено из системы под действием радиационного давления или втянуто в звезду посредством сопротивления Пойнтинга-Робертсона . [86] Последнее является результатом радиационного давления, создающего эффективную силу, которая противодействует орбитальному движению частицы пыли, заставляя ее двигаться по спирали внутрь. Этот эффект наиболее выражен для крошечных частиц, находящихся ближе к звезде. [87]

Последующие измерения Веги на193 мкм показал более низкий, чем ожидалось, поток для предполагаемых частиц, что позволяет предположить, что вместо этого они должны быть порядка100 мкм или меньше. Чтобы поддерживать такое количество пыли на орбите вокруг Веги, потребуется постоянный источник пополнения. Предполагаемый механизм сохранения пыли представлял собой диск сросшихся тел, которые находились в процессе коллапса, образуя планету. [86] Модели распределения пыли вокруг Веги показывают, что это круглый диск радиусом 120 астрономических единиц, наблюдаемый почти с полюса. Кроме того, в центре диска имеется отверстие радиусом не менее80 а.е. [88]

После открытия избытка инфракрасного излучения вокруг Веги были обнаружены и другие звезды, демонстрирующие аналогичную аномалию, связанную с выбросом пыли. По состоянию на 2002 год было обнаружено около 400 таких звезд, и их стали называть звездами типа «Вега» или «звездами с избытком Веги». Считается, что они могут дать ключ к разгадке происхождения Солнечной системы . [24]

Диски обломочные

К 2005 году космический телескоп «Спитцер» получил инфракрасные изображения пыли вокруг Веги в высоком разрешении. Было показано, что он простирается до 43 дюймов (330 а.е. ) на длине волны24 мкм , 70″ (543 а.е. ) в70 мкм и105″ (815 а.е. ) в160 мкм . Было обнаружено, что эти гораздо более широкие диски имеют круглую форму и не содержат комков, с частицами пыли размером от 1 доРазмер 50 мкм . Предполагаемая общая масса этой пыли составляет 3 × 10-3 раза больше массы Земли (примерно в 7,5 раз массивнее пояса астероидов ). Производство пыли потребует столкновений между астероидами, популяция которых соответствует поясу Койпера вокруг Солнца. Таким образом, пыль, скорее всего, создана диском обломков вокруг Веги, а не протопланетным диском, как считалось ранее. [23]

Представление художника о недавнем массивном столкновении объектов размером с карликовую планету , которое, возможно, способствовало образованию пылевого кольца вокруг Веги.

Внутренняя граница диска обломков оценивалась в11 дюймов ± 2 дюйма , или 70–100 АЕ . Пылевой диск образуется, когда радиационное давление Веги выталкивает наружу обломки от столкновений более крупных объектов. Однако непрерывное производство такого количества пыли, которое наблюдалось в течение жизни Веги, потребовало бы огромной стартовой массы, которая, по оценкам, в сотни раз превышает массу Юпитера . Следовательно, более вероятно, что он образовался в результате относительно недавнего распада кометы или астероида среднего (или большего размера), который затем далее фрагментировался в результате столкновений между более мелкими компонентами и другими телами. Этот пылевой диск будет относительно молодым по шкале возраста звезды, и в конечном итоге он будет удален, если другие события столкновения не принесут больше пыли. [23]

Наблюдения, сначала с помощью интерферометра Паломарского испытательного стенда Дэвида Чиарди и Джерарда ван Белля в 2001 году [89] , а затем позднее подтвержденные с помощью установки CHARA на горе Вильсон в 2006 году и массива инфракрасных оптических телескопов на горе Хопкинс в 2011 году [90] выявил доказательства существования внутренней пылевой полосы вокруг Веги. Возникающий внутриЭта экзозодиакальная пыль размером 8 а.е. может свидетельствовать о динамических возмущениях внутри системы. [91] Это может быть вызвано интенсивной бомбардировкой комет или метеоров и может быть свидетельством существования планетной системы. [92]

Возможные планеты

Наблюдения с телескопа Джеймса Клерка Максвелла в 1997 году выявили «вытянутую яркую центральную область», достигающую максимума в 9″ (70 а.е. ) к северо-востоку от Веги. Была выдвинута гипотеза, что это либо возмущение пылевого диска планетой, либо вращающимся объектом, окруженным пылью. Однако изображения, полученные телескопом Кека, исключили наличие компаньона до звездной величины 16, что соответствовало бы телу, масса которого более чем в 12 раз превышает массу Юпитера. [93] Астрономы из Объединенного астрономического центра на Гавайях и из Калифорнийского университета в Лос-Анджелесе предположили, что изображение может указывать на планетную систему, все еще находящуюся в процессе формирования. [94]

Определить природу планеты было непросто; В статье 2002 года выдвигается гипотеза, что сгустки вызваны планетой массой примерно с Юпитер, находящейся на эксцентричной орбите . Пыль будет собираться на орбитах, которые имеют резонанс среднего движения с этой планетой, где их орбитальные периоды составляют целые дроби с периодом планеты, создавая в результате комковатость. [95]

Впечатление художника о планете вокруг Веги.

В 2003 году была выдвинута гипотеза, что эти скопления могли быть вызваны перемещением планеты массой примерно с Нептун с 40 до65  а.е. за 56 миллионов лет, [96] орбита достаточно большая, чтобы позволить формирование более мелких каменистых планет ближе к Веге. Миграция этой планеты, вероятно, потребует гравитационного взаимодействия со второй планетой с большей массой, находящейся на меньшей орбите. [97]

Используя коронограф на телескопе Субару на Гавайях в 2005 году, астрономы смогли дополнительно ограничить размер планеты, вращающейся вокруг Веги, не более чем в 5–10 раз больше массы Юпитера. [98] Проблема возможных сгустков в диске обломков была вновь рассмотрена в 2007 году с использованием более новых, более чувствительных приборов на интерферометре Плато де Буре . Наблюдения показали, что кольцо обломков гладкое и симметричное. Никаких доказательств существования сгустков, о которых сообщалось ранее, обнаружено не было, что ставит под сомнение гипотезу о планете-гиганте. [99] Гладкая структура была подтверждена в последующих наблюдениях Hughes et al. (2012) [100] и космический телескоп Гершель . [101]

Хотя планету вокруг Веги еще не наблюдали напрямую, наличие планетной системы пока нельзя исключать. Таким образом, могут существовать меньшие планеты земной группы , вращающиеся по орбите ближе к звезде. Наклон планетарных орбит вокруг Веги, вероятно , будет точно соответствовать экваториальной плоскости этой звезды. [102]

С точки зрения наблюдателя на гипотетической планете вокруг Веги Солнце выглядело бы как слабая звезда величиной 4,3 в созвездии Колумбы . [примечание 5]

В 2021 году в статье, анализирующей 10-летние спектры Веги, был обнаружен потенциальный 2,43-дневный сигнал вокруг Веги, вероятность ложного срабатывания которого, по статистическим оценкам, составляет всего 1%. [25] Учитывая амплитуду сигнала, авторы оценили минимальную массуМасса Земли составляет 21,9 ± 5,1 массы Земли, но, учитывая очень наклонное вращение самой Веги, составляющее всего 6,2° с точки зрения Земли, планета также может быть выровнена по этой плоскости, что дает ей фактическую массу203 ± 47 масс Земли. [25] Исследователи также обнаружили слабый196,4+1,6
−1,9-дневной сигнал, который можно перевести в80 ± 21 массы Земли (740 ± 190 при наклоне 6,2°), но он слишком слаб, чтобы с учетом имеющихся данных считать его реальным сигналом. [25]

Этимология и культурное значение

Считается, что название произошло от арабского термина Аль-Неср аль-Ваки النسر الواقع , который появился в звездном каталоге Аль-Аксаси-аль-Муаккет и был переведен на латынь как Vultur Cadens , «падающий орел/стервятник». [103] [примечание 6] Созвездие было представлено в виде стервятника в древнем Египте , [104] и в виде орла или стервятника в древней Индии . [105] [106] Арабское имя затем появилось в западном мире в таблицах Альфонсинов , [107] которые были составлены между 1215 и 1270 годами по приказу короля Альфонсо X. [108] Средневековые астролябии Англии и Западной Европы использовали имена Вега и Альвака и изображали его и Альтаира в виде птиц. [109]

У северных полинезийцев Вега была известна как whetu o te tau , летняя звезда. Исторически это означало начало нового года, когда почву готовили к посадке растений. Со временем эта функция стала обозначаться Плеядами . [110]

Ассирийцы называли эту полярную звезду Даян-саме, «Судья Небесная», а по- аккадски — Тир-анна, « Жизнь Небесная». В вавилонской астрономии Вега, возможно, была одной из звезд по имени Дилган, «Посланник Света». Для древних греков созвездие Лиры образовалось из арфы Орфея с Вегой в качестве ее рукоятки. [16] В Римской империи начало осени определялось часом, когда Вега заходила за горизонт. [15]

На китайском языке織女( Чжи Но ), что означает Ткачиха (астеризм) , относится к астеризму, состоящему из Веги, ε Лиры и ζ 1 Лиры . [111] Следовательно, китайское название Веги —織女一( Чжи Ну йи , англ.: Первая звезда ткачихи ). [112] В китайской мифологии есть история любви Циси (七夕), в которой Нюлан (牛郎, Альтаир ) и двое его детей ( β Аквила и γ Аквила ) разлучены со своей матерью Чжинюй (織女, букв. «ткач»). девушка», Вега), которая находится на дальнем берегу реки Млечный Путь . [113] Однако один день в году, в седьмой день седьмого месяца китайского лунно-солнечного календаря , сороки строят мост, чтобы Нюлан и Чжинюй могли снова быть вместе для короткой встречи. Японский фестиваль Танабата , на котором Вега известна как Орихимэ (織姫), также основан на этой легенде. [114]

В зороастризме Вега иногда ассоциировалась с Ванантом, второстепенным божеством, имя которого означает «победитель». [115]

Коренные народы буронг на северо-западе Виктории , Австралия, назвали его Neilloan , [116] «летающий кредит ». [117]

В «Шримад-Бхагаватам» Шри Кришна говорит Арджуне , что среди накшатр он — Абхиджит, и это замечание указывает на благоприятность этой накшатры. [118]

Средневековые астрологи причисляли Вегу к одной из звезд Бегена [119] и связывали ее с хризолитом и зимним чабером . Корнелиус Агриппа перечислил его каббалистический знак под Vultur cadens , буквальным латинским переводом арабского названия. [120] В средневековых звездных картах также указаны альтернативные названия этой звезды Ваги, Ваги и Века. [31]

Стихотворение У. Х. Одена 1933 года « Летняя ночь (Джеффри Хойланду) » [121] знаменито начинается куплетом «На лужайке я лежу в постели, / Вега бросается в глаза над головой».

Vega стала первой звездой, в честь которой был назван автомобиль во французской линейке автомобилей Facel Vega , начиная с 1954 года, а позже, в Америке, Chevrolet выпустила Vega в 1971 году . [122] Другие автомобили, названные в честь Vega, включают ESA . пусковая система « Вега » [123] и самолет «Локхид Вега» . [124]

Примечания

  1. ^ Полярная температура составляет околоНа 2000  К выше, чем на экваторе, из-за быстрого вращения Веги.
  2. ^ От Кокса, Артур Н., изд. (1999). Астрофизические качества Аллена (4-е изд.). Нью-Йорк: Springer-Verlag. п. 382. ИСБН 978-0-387-98746-0.:
    М бол = −2,5 log L / L ☉ + 4,74,
    где M bol — болометрическая величина , L — светимость звезды, а L ☉ — светимость Солнца . Изменение M bol в пределах ±0,03 дает
    М бол 2 − М бол 1 = 0,03 = 2,5 log L 1 / L 2
    для
    L 1 / L 2 = 10 0,03/2,5 ≈ 1,028,
    или изменение яркости ±2,8%.
  3. ^ Для металличности -0,5 доля металлов по отношению к Солнцу определяется выражением
    .
    См.: Маттеуччи, Франческа (2001). Химическая эволюция Галактики. Библиотека астрофизики и космических наук. Том. 253. Springer Science & Business Media. п. 7. ISBN 978-0792365525.
  4. ^ Компоненты космической скорости в галактической системе координат : U = −10,7 ± 3,5 , В = −8,0 ± 2,4 , Вт = −9,7 ± 3,0 км/с . UVW — это декартова система координат , поэтому применяется формула евклидова расстояния . Следовательно, чистая скорость равна
    См.: Брюс, Питер К. (2015). Вводная статистика и аналитика: перспектива повторной выборки. Джон Уайли и сыновья. п. 20. ISBN 978-1118881330.
  5. ^ Солнце появилось бы в диаметрально противоположных координатах от Веги в точке α =  6 ч 36 м 56,3364 с , δ = -38 ° 47 '01,291 ″, что находится в западной части Колумбы.

    Визуальная величина определяется π. См.: Хьюз, Дэвид В. (2006). «Введение абсолютной величины (1902–1922)». Журнал астрономической истории и наследия . 9 (2): 173–179. Бибкод : 2006JAHH....9..173H. doi :10.3724/SP.J.1440-2807.2006.02.06. S2CID  115611984. 
  6. ^ То есть стервятник на земле со сложенными крыльями (Эдвард Уильям Лейн, Арабско-английский лексикон ).

Рекомендации

  1. ^ "Вега" . Оксфордский словарь английского языка (онлайн-изд.). Издательство Оксфордского университета . (Требуется подписка или членство участвующей организации.)
  2. ^ аб "Вега". Словарь Merriam-Webster.com .
  3. ^ Куниц, Пол; Смарт, Тим (2006). Словарь современных названий звезд: краткий путеводитель по 254 именам звезд и их производным (2-е изд.). Кембридж, Массачусетс: Sky Pub. ISBN 978-1-931559-44-7.
  4. ^ abcdef ван Леувен, Ф. (ноябрь 2007 г.). «Подтверждение нового сокращения Hipparcos». Астрономия и астрофизика . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Бибкод : 2007A&A...474..653В. дои : 10.1051/0004-6361:20078357. S2CID  18759600.
  5. ^ Болин, RC; Гиллиланд, РЛ (2004). «Абсолютная спектрофотометрия Веги с помощью космического телескопа Хаббла от дальнего ультрафиолета до инфракрасного диапазона». Астрономический журнал . 127 (6): 3508–3515. Бибкод : 2004AJ....127.3508B. дои : 10.1086/420715 .
  6. ^ аб Самус, Нью-Йорк; Дурлевич О.В.; и другие. (2009). «Онлайн-каталог данных VizieR: Общий каталог переменных звезд (Самус + 2007–2013)». Онлайн-каталог данных VizieR: B/GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat....102025S . 1 : 02025. Бибкод : 2009yCat....102025S.
  7. ^ Грей, RO; Корбалли, CJ; Гарнизон, РФ; Макфадден, Монтана; Робинсон, ЧП (2003). «Вклад в проект «Близкие звезды (NStars): спектроскопия звезд ранее M0 в пределах 40 парсеков: Северная выборка I». Астрономический журнал . 126 (4): 2048. arXiv : astro-ph/0308182 . Бибкод : 2003AJ....126.2048G. дои : 10.1086/378365. S2CID  119417105.
  8. ^ аб Дукати, младший (2002). «Онлайн-каталог данных VizieR: Каталог звездной фотометрии в 11-цветной системе Джонсона». Коллекция электронных каталогов CDS/ADC . 2237 . Бибкод : 2002yCat.2237....0D.
  9. ^ аб Эванс, DS (20–24 июня 1966 г.). «Пересмотр Общего каталога лучевых скоростей». Материалы симпозиума IAU No. 30 . Определение лучевых скоростей и их приложения . Том. 30. Лондон, Англия. п. 57. Бибкод : 1967IAUS...30...57E.
  10. ^ Гейтвуд, Джордж (2008). «Астрометрические исследования Альдебарана, Арктура, Веги, Гиад и других регионов». Астрономический журнал . 136 (1): 452–460. Бибкод : 2008AJ....136..452G. дои : 10.1088/0004-6256/136/1/452 .
  11. ^ abcdefghijklm Юн, Джинми; и другие. (январь 2010 г.). «Новый взгляд на состав, массу и возраст Веги». Астрофизический журнал . 708 (1): 71–79. Бибкод : 2010ApJ...708...71Y. дои : 10.1088/0004-637X/708/1/71 .
  12. ^ abcd Ауфденберг, JP; и другие. (2006). «Первые результаты работы массива CHARA: VII. Интерферометрические измерения Веги с длинной базой, согласующиеся с быстро вращающейся звездой на полюсе?». Астрофизический журнал . 645 (1): 664–675. arXiv : astro-ph/0603327 . Бибкод : 2006ApJ...645..664A. дои : 10.1086/504149. S2CID  13501650.
  13. ^ abc Кинман, Т.; и другие. (2002). «Определение Teff для бедных металлами звезд A-типа с использованием звездных величин V и 2MASS J, H и K». Астрономия и астрофизика . 391 (3): 1039–1052. Бибкод : 2002A&A...391.1039K. дои : 10.1051/0004-6361:20020806 .
  14. ^ abc Пети, П.; Бём, Т.; Фолсом, CP; Линьер, Ф.; Цанг, Т. (2022). «Десятилетний магнитный мониторинг Веги». Астрономия и астрофизика . 666 : А20. arXiv : 2208.09196 . Бибкод : 2022A&A...666A..20P. дои : 10.1051/0004-6361/202143000. S2CID  251710497.
  15. ^ abcde Аллен, Ричард Хинкли (1963). Имена звезд: их знания и значение . Публикации Courier Dover. ISBN 978-0-486-21079-7.
  16. ^ аб Кендалл, Э. Отис (1845). Уранография: или описание небес; Предназначен для академиков и школ; Сопровождается Атласом Небес . Филадельфия: Издательство Оксфордского университета.
  17. ^ Персонал. «В*альф Лир – Переменная звезда». СИМБАД . Проверено 30 октября 2007 г.— используйте опцию «отобразить все измерения», чтобы отобразить дополнительные параметры.
  18. ^ Гулливер, Остин Ф.; и другие. (1994). «Вега: быстро вращающаяся звезда с полюсом». Астрофизический журнал . 429 (2): L81–L84. Бибкод : 1994ApJ...429L..81G. дои : 10.1086/187418.
  19. ^ «Расчет приложением Stellarium версии 0.10.2» . Проверено 28 июля 2009 г.
  20. ^ аб Баргер, М. Сьюзен; и другие. (2000) [Впервые опубликовано в 1991 году]. Дагерротип: технологии девятнадцатого века и современная наука . Джу Пресс. п. 88. ИСБН 978-0-8018-6458-2.
  21. ^ аб Баркер, Джордж Ф. (1887). «О фотографиях звездных спектров, посвященных Мемориалу Генри Дрейпера». Труды Американского философского общества . 24 : 166–172.
  22. ^ Аб Петерсон, DM; и другие. (2006). «Вега — быстро вращающаяся звезда». Природа . 440 (7086): 896–899. arXiv : astro-ph/0603520 . Бибкод : 2006Natur.440..896P. дои : 10.1038/nature04661. PMID  16612375. S2CID  533664.
  23. ^ abc Су, КИЛ; и другие. (2005). «Диск обломков Веги: сюрприз от Спитцера ». Астрофизический журнал . 628 (1): 487–500. arXiv : astro-ph/0504086 . Бибкод : 2005ApJ...628..487S. дои : 10.1086/430819. S2CID  18898968.
  24. ^ аб Сон, Инсок; и другие. (2002). «Звезды типа Веги М». Астрономический журнал . 124 (1): 514–518. arXiv : astro-ph/0204255 . Бибкод : 2002AJ....124..514S. дои : 10.1086/341164. S2CID  3450920.
  25. ^ abcde Hurt, Спенсер А.; Куинн, Сэмюэл Н.; Лэтэм, Дэвид В.; Вандербург, Эндрю; Эскердо, Гилберт А.; Калкинс, Майкл Л.; Берлинд, Перри; Ангус, Рут; Лэтэм, Кристиан А.; Чжоу, Джордж (21 января 2021 г.). «Десятилетие мониторинга лучевых скоростей Веги и новые пределы присутствия планет». Астрономический журнал . 161 (4): 157. arXiv : 2101.08801 . Бибкод : 2021AJ....161..157H. дои : 10.3847/1538-3881/abdec8 . S2CID  231693198.
  26. ^ Глассе, Сирил (2008). Новая энциклопедия ислама. Серия справочных, информационных и междисциплинарных предметов (3-е изд.). Роуман и Литтлфилд. п. 75. ИСБН 978-0-7425-6296-7.
  27. ^ «Рабочая группа МАС по звездным именам (WGSN)» . Международный астрономический союз . Проверено 22 мая 2016 г.
  28. ^ «Бюллетень Рабочей группы МАС по звездным именам, № 1» (PDF) . Подразделение C IAU: Образование, информационно-просветительская работа и наследие (WGSN). июль 2016 года . Проверено 28 июля 2016 г.
  29. ^ "Каталог звездных имен МАС" . Подразделение C IAU: Образование, информационно-просветительская работа и наследие (WGSN). 21 августа 2016 года . Проверено 28 июля 2016 г.
  30. ^ Аб Пасачофф, Джей М. (2000). Полевой справочник по звездам и планетам (4-е изд.). Полевые гиды Хоутон-Миффлин. ISBN 978-0-395-93431-9.
  31. ^ Аб Бернхэм, Роберт-младший (1978). Небесный справочник Бёрнема: Путеводитель наблюдателя по Вселенной за пределами Солнечной системы . Том. 2. Публикации Courier Dover. ISBN 978-0-486-23568-4.
  32. ^ Чайкин, Эндрю Л. (1990). Битти, Дж. К.; Петерсен, CC (ред.). Новая Солнечная система (4-е изд.). Кембридж, Англия: Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-64587-4.
  33. ^ Рой, Арчи Э.; и другие. (2003). Астрономия: принципы и практика . ЦРК Пресс. ISBN 978-0-7503-0917-2.
  34. ^ аб Томкин, Джоселин (апрель 1998 г.). «Бывшие и будущие Небесные Короли». Небо и телескоп . 95 (4): 59–63. Бибкод : 1998S&T....95d..59T.– на основе расчетов по данным HIPPARCOS . (В расчеты не включены звезды, расстояние или собственное движение которых не определены.) PDF [ постоянная мертвая ссылка ]
  35. ^ Апгрен, Артур Р. (1998). У ночи тысяча глаз: Путеводитель по небу, его науке и знаниям невооруженным глазом . Основные книги. Бибкод : 1998nhte.book.....U. ISBN 978-0-306-45790-6.
  36. ^ Холден, Эдвард С.; и другие. (1890). «Фотографии Венеры, Меркурия и Альфы Лиры при дневном свете». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 2 (10): 249–250. Бибкод : 1890PASP....2..249H. дои : 10.1086/120156 . S2CID  120286863.
  37. ^ «Спектроскопия и рождение астрофизики». Инструменты космологии . Американский институт физики . Проверено 29 марта 2022 г.
  38. ^ Хентшель, Клаус (2002). Картирование спектра: методы визуального представления в исследованиях и преподавании . Издательство Оксфордского университета. ISBN 978-0-19-850953-0.
  39. ^ Гарнизон, РФ (декабрь 1993 г.). «Опорные точки системы спектральной классификации МК». Бюллетень Американского астрономического общества . 25 : 1319. Бибкод : 1993AAS...183.1710G. Архивировано из оригинала 25 июня 2019 года . Проверено 5 февраля 2012 г.
  40. ^ Гор, Дж. Э. (1904). Исследования по астрономии. Лондон: Чатто и Виндус. п. 42.
  41. ^ Берри, Артур (1899). Краткая история астрономии. Нью-Йорк: Сыновья Чарльза Скрибнера. ISBN 978-0-486-20210-5.
  42. ^ Дик, Вольфганг Р.; Рубен, Г. (1988). «Первые успешные попытки определения звездных параллаксов в свете соответствия Бесселя и Струве». Составление карты неба: прошлое наследие и будущие направления . Спрингер. стр. 119–121. дои : 10.1017/S007418090013949X. ISBN 978-90-277-2810-4.
  43. ↑ Аноним (28 июня 2007 г.). «Первые измерения параллакса». Астропроф . Проверено 12 ноября 2007 г.
  44. ^ Перриман, MAC; и другие. (1997). «Каталог Гиппархов». Астрономия и астрофизика . 323 : L49–L52. Бибкод : 1997A&A...323L..49P.
  45. ^ Перриман, Майкл (2010). Создание величайшей звездной карты в истории. Вселенная астрономов. Гейдельберг: Springer-Verlag. Бибкод : 2010mhgs.book.....P. дои : 10.1007/978-3-642-11602-5. ISBN 978-3-642-11601-8.
  46. ^ Гарфинкл, Роберт А. (1997). Звездные прыжки: ваша виза для просмотра Вселенной . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-59889-7.
  47. ^ Кокран, Алабама (1981). «Спектрофотометрия с самосканирующейся матрицей кремниевых фотодиодов. II – Звезды вторичного стандарта». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 45 : 83–96. Бибкод : 1981ApJS...45...83C. дои : 10.1086/190708 .
  48. ^ Джонсон, HL; и другие. (1953). «Фундаментальная звездная фотометрия для стандартов спектрального класса по пересмотренной системе спектрального атласа Йеркса». Астрофизический журнал . 117 : 313–352. Бибкод : 1953ApJ...117..313J. дои : 10.1086/145697.
  49. ^ Уолш, Дж. (6 марта 2002 г.). «Альфа Лиры (HR7001)». Оптические и УФ-спектрофотометрические стандартные звезды . ЭСО. Архивировано из оригинала 9 февраля 2007 года . Проверено 15 ноября 2007 г.— зависимость потока от длины волны для Веги.
  50. ↑ МакМахон, Ричард Г. (23 ноября 2005 г.). «Заметки о Веге и звездных величинах» (Текст) . Кембриджский университет . Проверено 7 ноября 2007 г.
  51. ^ аб Ферни, JD (1981). «О изменчивости Веги». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 93 (2): 333–337. Бибкод : 1981PASP...93..333F. дои : 10.1086/130834 .
  52. ^ Гаутши, А.; и другие. (1995). «Звездные пульсации на диаграмме ЧСС: Часть 1». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 33 (1): 75–114. Бибкод : 1995ARA&A..33...75G. дои : 10.1146/annurev.aa.33.090195.000451.
  53. ^ И.А., Васильев; и другие. (17 марта 1989 г.). «О изменчивости Веги». Комиссия 27 МАС . Проверено 30 октября 2007 г.
  54. ^ Хейс, DS (24–29 мая 1984 г.). «Звездные абсолютные потоки и распределения энергии от 0,32 до 4,0 микрон». Материалы симпозиума «Калибровка фундаментальных звездных величин» . Калибровка фундаментальных звездных величин . Том. 111. С. 225–252. Бибкод : 1985IAUS..111..225H.
  55. ^ Грей, Раймонд (2007). «Проблемы с Вегой». Будущее фотометрической, спектрофотометрической и поляриметрической стандартизации, серия конференций ASP, материалы конференции, состоявшейся 8–11 мая 2006 г. в Бланкенберге, Бельгия . 364 : 305–. Бибкод : 2007ASPC..364..305G.
  56. ^ Бутковская, Варвара (2011). «Долговременная изменчивость Веги». Астрономические Нахрихтен . 332 (9–10): 956–960. Бибкод : 2011AN....332..956B. дои : 10.1002/asna.201111587 .
  57. ^ abc Топка, К.; и другие. (1979). «Обнаружение мягких рентгеновских лучей от Альфы Лиры и Эта Боотиса с помощью рентгеновского телескопа». Астрофизический журнал . 229 : 661. Бибкод : 1979ApJ...229..661T. дои : 10.1086/157000 .
  58. ^ Харви, Пол Э.; и другие. (1984). «О дальнем инфракрасном избытке Веги». Природа . 307 (5950): 441–442. Бибкод : 1984Natur.307..441H. дои : 10.1038/307441a0. S2CID  4330793.
  59. ^ Менгель, Дж.Г.; и другие. (1979). «Звездная эволюция из главной последовательности нулевого возраста». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 40 : 733–791. Бибкод : 1979ApJS...40..733M. дои : 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 присоединением звезды к главной последовательности и поворотом на ветвь красных гигантов. Однако при массе, близкой к 2,2, интерполированный возраст Веги составляет менее миллиарда.
  60. ^ Саларис, Маурицио; и другие. (2005). Эволюция звезд и звездного населения . Джон Уайли и сыновья. п. 120. ИСБН 978-0-470-09220-0.
  61. ^ Браунинг, Мэтью; и другие. (2004). «Моделирование конвекции ядра во вращающихся звездах А-типа: дифференциальное вращение и перелет». Астрофизический журнал . 601 (1): 512–529. arXiv : astro-ph/0310003 . Бибкод : 2004ApJ...601..512B. дои : 10.1086/380198. S2CID  16201995.
  62. ^ Падманабхан, Тану (2002). Теоретическая астрофизика . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-56241-6.
  63. ^ Оке, Джей Би; и другие. (1970). «Абсолютное спектральное распределение энергии Альфа Лиры». Астрофизический журнал . 161 : 1015–1023. Бибкод : 1970ApJ...161.1015O. дои : 10.1086/150603.
  64. ^ Ричмонд, Майкл. «Уравнение Больцмана». Рочестерский технологический институт . Проверено 15 ноября 2007 г.
  65. ^ Клейтон, Дональд Д. (1983). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза . Издательство Чикагского университета. ISBN 978-0-226-10953-4.
  66. ^ Майкельсон, Э. (1981). «Звездные спектры альфы Лиры и бета Ориона в ближнем ультрафиолетовом диапазоне». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 197 : 57–74. Бибкод : 1981МНРАС.197...57М. дои : 10.1093/mnras/197.1.57 .
  67. ^ Шмитт, JHMM (1999). «Короны на звездах солнечного типа». Астрономия и астрофизика . 318 : 215–230. Бибкод : 1997A&A...318..215S.
  68. ^ аб Вайана, GS (1980). А. К. Дюпри (ред.). «Звездные короны - Обзор звездного обзора Эйнштейна / CFA в: Холодные звезды, звездные системы и Солнце ». Специальный репортаж САО . 389 (389): 195–215. Бибкод : 1980SAOSR.389..195В.
  69. ^ Манро, Р.Х.; и другие. (май 1977 г.). «Физические свойства полярной корональной дыры от 2 до 5 солнечных радиусов». Астрофизический журнал . 213 (5): 874–86. Бибкод : 1977ApJ...213..874M. дои : 10.1086/155220.
  70. ^ Линьер, Ф.; и другие. (2009). «Первое свидетельство наличия магнитного поля на Веге». Астрономия и астрофизика . 500 (3): L41–L44. arXiv : 0903.1247 . Бибкод : 2009A&A...500л..41л. дои : 10.1051/0004-6361/200911996. S2CID  6021105.
  71. ↑ Персонал (26 июля 2009 г.). «Магнитное поле на яркой звезде Веге». Наука Дейли . Проверено 30 июля 2009 г.
  72. ^ Бём, Т.; и другие. (май 2015 г.). «Открытие звездных пятен на Веге. Первое спектроскопическое обнаружение поверхностных структур нормальной звезды А-типа». Астрономия и астрофизика . 577 : 12. arXiv : 1411,7789 . Бибкод : 2015A&A...577A..64B. дои : 10.1051/0004-6361/201425425. S2CID  53548120. А64.
  73. ↑ Персонал (10 января 2006 г.). «Быстро вращающаяся звезда Вега имеет крутой темный экватор». Национальная оптическая астрономическая обсерватория . Проверено 18 ноября 2007 г.
  74. ^ Адельман, Сол Дж. (июль 2004 г.). «Физические свойства нормальных звезд А». Труды Международного астрономического союза . 2004 (IAUS224): 1–11. Бибкод : 2004IAUS..224....1A. дои : 10.1017/S1743921304004314 .
  75. ^ Квирренбах, Андреас (2007). «Видеть поверхности звезд». Наука . 317 (5836): 325–326. дои : 10.1126/science.1145599. PMID  17641185. S2CID  118213499.
  76. ^ Антия, HM; и другие. (2006). «Определение содержания солнечной энергии с помощью гелиосейсмологии». Астрофизический журнал . 644 (2): 1292–1298. arXiv : astro-ph/0603001 . Бибкод : 2006ApJ...644.1292A. дои : 10.1086/503707. S2CID  15334093.
  77. ^ Ренсон, П.; и другие. (1990). «Каталог кандидатов Lambda Bootis». Информационный бюллетень Центра Données Stellaires . 38 : 137–149. Бибкод : 1990BICDS..38..137R.— Запись для HD 172167 на стр. 144.
  78. ^ Цю, HM; и другие. (2001). «Модели изобилия Сириуса и Веги». Астрофизический журнал . 548 (2): 77–115. Бибкод : 2001ApJ...548..953Q. дои : 10.1086/319000 .
  79. ^ Мартинес, Питер; и другие. (1998). «Пульсирующая лямбда-звезда Bootis HD 105759». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 301 (4): 1099–1103. Бибкод : 1998MNRAS.301.1099M. дои : 10.1046/j.1365-8711.1998.02070.x .
  80. ^ Адельман, Сол Дж.; и другие. (1990). «Анализ содержания элементов внешне нормальной звезды Вега». Астрофизический журнал, Часть 1 . 348 : 712–717. Бибкод : 1990ApJ...348..712A. дои : 10.1086/168279.
  81. ^ Маевски, Стивен Р. (2006). «Звездные движения». Университет Вирджинии. Архивировано из оригинала 25 января 2012 года . Проверено 27 сентября 2007 г.—Чистое собственное движение определяется выражением:
    где и – компоненты собственного движения по восхождению и склонению соответственно, а – склонение.
  82. ^ аб Баррадо и Наваскуес, Д. (1998). «Движущаяся группа Кастора. Эпоха Фомальгаута и ВЕГИ». Астрономия и астрофизика . 339 : 831–839. arXiv : astro-ph/9905243 . Бибкод : 1998A&A...339..831B.
  83. ^ Моултон, Форест Рэй (1906). Введение в астрономию. Компания Макмиллан. п. 502.
  84. ^ Бэйлер-Джонс, Калифорния (март 2015 г.). «Близкие встречи звездного рода». Астрономия и астрофизика . 575 : 13. arXiv : 1412.3648 . Бибкод : 2015A&A...575A..35B. дои : 10.1051/0004-6361/201425221. S2CID  59039482. А35.
  85. ^ Инглис, Майк (2003). Путеводитель наблюдателя по звездной эволюции: рождение, жизнь и смерть звезд . Спрингер. ISBN 978-1-85233-465-9.
  86. ^ аб Харпер, Д.А.; и другие. (1984). «О природе материала, окружающего ВЕГУ». Астрофизический журнал, Часть 1 . 285 : 808–812. Бибкод : 1984ApJ...285..808H. дои : 10.1086/162559 .
  87. ^ Робертсон, HP (апрель 1937 г.). «Динамические эффекты радиации в Солнечной системе». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 97 (6): 423–438. Бибкод : 1937MNRAS..97..423R. дои : 10.1093/mnras/97.6.423 .
  88. ^ Дент, WRF; и другие. (2000). «Модели пылевых структур вокруг звезд с избытком Веги». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 314 (4): 702–712. Бибкод : 2000MNRAS.314..702D. дои : 10.1046/j.1365-8711.2000.03331.x .
  89. ^ Чарди, Дэвид Р.; и другие. (2001). «О размере Веги в ближнем инфракрасном диапазоне». Астрофизический журнал . 559 (1): 237–244. arXiv : astro-ph/0105561 . Бибкод : 2001ApJ...559.1147C. дои : 10.1086/322345. S2CID  15898697.
  90. ^ Дефрер, Д.; и другие. (2011). «Горячая экзодиакальная пыль растворилась вокруг Веги с помощью IOTA/IONIC». Астрономия и астрофизика . 534 : А5. arXiv : 1108.3698 . Бибкод : 2011A&A...534A...5D. дои : 10.1051/0004-6361/201117017. S2CID  8291382.
  91. ^ Абсил, О.; 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. дои : 10.1051/0004-6361:20054522. S2CID  2165054.
  92. ^ Жиро-Рим, Марион (лето 2006 г.). «Звездная пыль Веги». Международный журнал CNRS . Проверено 19 ноября 2007 г.
  93. ^ Голландия, Уэйн С.; и другие. (1998). «Субмиллиметровые изображения пылевых обломков вокруг близлежащих звезд». Природа . 392 (6678): 788–791. Бибкод : 1998Natur.392..788H. дои : 10.1038/33874. S2CID  4373502.
  94. ↑ Персонал (21 апреля 1998 г.). «Астрономы обнаруживают возможные новые солнечные системы, формирующиеся вокруг близлежащих звезд Вега и Фомальгаут». Объединенный астрономический центр. Архивировано из оригинала 16 декабря 2008 года . Проверено 29 октября 2007 г.
  95. ^ Вилнер, Д.; и другие. (2002). «Структура среди пыльных обломков вокруг Веги». Астрофизический журнал . 569 (2): Л115–Л119. arXiv : astro-ph/0203264 . Бибкод : 2002ApJ...569L.115W. дои : 10.1086/340691. S2CID  36818074.
  96. ^ Вятт, М. (2003). «Резонансный захват планетезималей в результате миграции планет: скопления дисков обломков и сходство Веги с Солнечной системой». Астрофизический журнал . 598 (2): 1321–1340. arXiv : astro-ph/0308253 . Бибкод : 2003ApJ...598.1321W. дои : 10.1086/379064. S2CID  10755059.
  97. ^ Гилкрист, Э.; и другие. (1 декабря 2003 г.). «Новые доказательства существования солнечной планетной системы вокруг ближайшей звезды». Королевская обсерватория, Эдинбург . Проверено 30 октября 2007 г.
  98. ^ Ито, Йоичи; и другие. (2006). «Коронографический поиск внесолнечных планет вокруг ε Эри и Веги». Астрофизический журнал . 652 (2): 1729–1733. arXiv : astro-ph/0608362 . Бибкод : 2006ApJ...652.1729I. дои : 10.1086/508420. S2CID  119542260.
  99. ^ Пьету, В.; и другие. (июль 2011 г.). «Высокочувствительный поиск сгустков в поясе Веги Койпера. Новые наблюдения PdBI 1,3 мм». Астрономия и астрофизика . 531 : Л2. arXiv : 1105.2586 . Бибкод : 2011A&A...531L...2P. дои : 10.1051/0004-6361/201116796. S2CID  55674804.
  100. ^ Хьюз, А. Мередит; и другие. (2012). «Подтверждение преимущественно гладкой структуры диска обломков Веги на миллиметровых волнах». Астрофизический журнал . 750 (1): 82. arXiv : 1203.0318 . Бибкод : 2012ApJ...750...82H. дои : 10.1088/0004-637X/750/1/82. S2CID  118553890. 82.
  101. ^ Сибторп, Б.; и другие. (2010). «Диск обломков Веги: взгляд Гершеля». Астрономия и астрофизика . 518 : Л130. arXiv : 1005.3543 . Бибкод : 2010A&A...518L.130S. дои : 10.1051/0004-6361/201014574. S2CID  6461181. L130.
  102. ^ Кэмпбелл, Б.; и другие. (1985). «О наклонении внесолнечных планетных орбит». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 97 : 180–182. Бибкод : 1985PASP...97..180C. дои : 10.1086/131516 .
  103. ^ Кнобель, Э.Б. (июнь 1895 г.). «Аль-Аксаси Аль-Муаккет, в каталоге звезд в Календаре Мухаммеда Аль-Аксаси Аль-Муаккета». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 55 (8): 429–438. Бибкод : 1895MNRAS..55..429K. дои : 10.1093/mnras/55.8.429 .
  104. ^ Мэсси, Джеральд (2001). Древний Египет: Свет миру . Адамант Медиа Корпорация. ISBN 978-1-60206-086-9.
  105. ^ Олкотт, Уильям Тайлер (1911). Звездные предания всех веков: сборник мифов, легенд и фактов, касающихся созвездий северного полушария. Сыновья Г. П. Патнэма. Бибкод : 1911slaa.book.....О. ISBN 978-0-7873-1096-7.
  106. ^ Хоулдинг, Дебора (декабрь 2005 г.). «Лира: Лира». Скцскрипт . Проверено 4 ноября 2007 г.
  107. ^ Куницш, Пол (1986). «Звездный каталог, обычно прилагаемый к таблицам Альфонсин». Журнал истории астрономии . 17 (49): 89–98. Бибкод : 1986JHA....17...89K. дои : 10.1177/002182868601700202. S2CID  118597258.
  108. ^ Хоутсма, М.Т.; и другие. (1987). Первая энциклопедия ислама Э. Дж. Брилла, 1913–36 . Том. VII. Э. Дж. Брилл. п. 292.
  109. ^ Джинджерич, О. (1987). «Зооморфные астролябии и появление арабских названий звезд в Европе». Анналы Нью-Йоркской академии наук . 500 (1): 89–104. Бибкод : 1987NYASA.500...89G. doi :10.1111/j.1749-6632.1987.tb37197.x. S2CID  84102853.
  110. ^ Смит, С. Перси (1919). «Отечество полинезийцев – арийские и полинезийские точки соприкосновения». Журнал Полинезийского общества . 28 : 18–20.
  111. ^ 陳久金 (2005).中國星座神話.五南圖書出版股份有限公司. ISBN 978-986-7332-25-7.
  112. ^ "天文教育資訊網" [AEEA (Выставочная и образовательная деятельность в области астрономии)] (на китайском языке). 3 июля 2006 г. Проверено 6 января 2019 г.
  113. ^ Вэй, Известкование; и другие. (2005). Китайские фестивали . Китайская межконтинентальная пресса. ISBN 978-7-5085-0836-8.
  114. ^ Киппакс, Джон Роберт (1919). Зов звезд: популярное введение в знание звездного неба с его романтикой и легендами. Сыновья ГП Патнэма.
  115. ^ Бойс, Мэри (1996). История зороастризма, том первый: Ранний период . Нью-Йорк: Э. Дж. Брилл. ISBN 978-90-04-08847-4.
  116. ^ Хамахер, Дуэйн В.; и другие. (2010). «Запись австралийских аборигенов о великом извержении Эта Киля». Журнал астрономической истории и наследия . 13 (3): 220–34. arXiv : 1010.4610 . Бибкод : 2010JAHH...13..220H. doi :10.3724/SP.J.1440-2807.2010.03.06. S2CID  118454721.
  117. ^ Стэнбридж, Уильям Эдвард (1857). «Об астрономии и мифологии аборигенов Виктории». Труды Философского института Виктории . 2 : 137. Бибкод :1857PPIVT...2..137S.
  118. ^ "СБ 16.11.27". vedabase.io . Проверено 29 марта 2021 г.
  119. ^ Тайсон, Дональд; и другие. (1993). Три книги оккультной философии . Ллевеллин по всему миру. ISBN 978-0-87542-832-1.
  120. ^ Агриппа, Генрих Корнелий (1533). Оккультная философия . БРИЛЛ. ISBN 978-90-04-09421-5.
  121. ^ "WH Оден - Летняя ночь (Джеффри Хойланду)" . Проверено 6 января 2019 г.
  122. ^ Фроммерт, Хартмут. «Вега, Альфа Лиры». СЭДС. Архивировано из оригинала 24 октября 2007 года . Проверено 2 ноября 2007 г.
  123. ↑ Персонал (20 мая 2005 г.). «Ракеты-носители – Вега». Европейское космическое агентство . Проверено 12 ноября 2007 г.
  124. ^ Румерман, Джуди (2003). «Локхид Вега и его пилоты». Комиссия по столетию полетов США. Архивировано из оригинала 18 октября 2007 года . Проверено 12 ноября 2007 г.

Внешние ссылки

Викискладе есть медиафайлы по теме Веги .