stringtranslate.com

Вега

Вега — самая яркая звезда в северном созвездии Лиры . Она имеет обозначение Байера α Lyrae , которое латинизируется как Alpha Lyrae и сокращается до 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 на ночном небе и вторая по яркости звезда в северном небесном полушарии после Арктура .

Вега была тщательно изучена астрономами, что привело к тому, что ее назвали «возможно, следующей по важности 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 г., когда ее склонение составит +86° 14′. [19] Вега была первой звездой, кроме Солнца, чье изображение и спектр были сфотографированы. [20] [21] Это была одна из первых звезд, расстояние до которой было оценено с помощью измерений параллакса . Вега функционировала как базовая линия для калибровки фотометрической шкалы яркости и была одной из звезд, используемых для определения нулевой точки для фотометрической системы UBV .

Вега составляет всего лишь около одной десятой возраста Солнца, но поскольку она в 2,1 раза массивнее, ее ожидаемая продолжительность жизни также составляет одну десятую от продолжительности жизни Солнца; обе звезды в настоящее время приближаются к середине своей 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. Она быстро вращается со скоростью236 км/с на экваторе. Это заставляет экватор выпирать наружу из-за центробежных эффектов, и, как следствие, происходит изменение температуры по всей фотосфере звезды , достигающее максимума на полюсах. С Земли Вега наблюдается со стороны одного из этих полюсов. [22]

На основании наблюдений большего количества инфракрасного излучения, чем ожидалось, Вега , по-видимому, имеет околозвездный диск пыли . Эта пыль, вероятно, является результатом столкновений между объектами в орбитальном диске мусора , который аналогичен поясу Койпера в Солнечной системе . [23] Звезды, которые демонстрируют избыток инфракрасного излучения из-за пылевого излучения, называются звездами, подобными Веге. [24] Наблюдения с помощью космического телескопа Джеймса Уэбба показывают, что диск исключительно гладкий, без каких-либо признаков формирования массивными планетами, [25] хотя есть некоторые свидетельства того, что ближе к звезде могут быть одна или несколько планет с массой Нептуна. [26] [25]

Номенклатура

Вега — самая яркая звезда в созвездии Лиры.

α Lyrae ( латинизировано как Alpha Lyrae ) — обозначение звезды. Традиционное название Вега (ранее Вега [15] ) происходит от свободной транслитерации арабского слова wāqi ' ( арабский : واقع ), означающего «падение» или «приземление», через фразу an-nasr al-wāqi' ( арабский : النّسر الْواقع ), «падающий орел». [27] В 2016 году Международный астрономический союз (МАС) организовал Рабочую группу по названиям звезд (WGSN) [28] для каталогизации и стандартизации собственных имен для звезд. Первый бюллетень WGSN от июля 2016 года [29] включал таблицу первых двух партий названий, одобренных WGSN; в которую входило Вега для этой звезды. В настоящее время он занесен в Каталог звездных имен МАС . [30]

Наблюдение

Летний Треугольник

Вегу часто можно увидеть около зенита в средних северных широтах вечером летом в Северном полушарии . [31] Из средних южных широт ее можно увидеть низко над северным горизонтом зимой в Южном полушарии . При склонении +38,78° Вегу можно увидеть только на широтах к северу от 51° ю.ш. Поэтому она вообще не восходит 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 циркумполярная звезда . Около 1 июля Вега достигает полуночной кульминации , когда в это время пересекает меридиан . [32] Дополнительно, Вега устремляется вниз и целует горизонт на истинном севере в полночь 31 декабря/1 января, как видно с 51° с.ш.

Путь Веги в день зимнего солнцестояния, вид с 51° с.ш.
Маленькие белые диски, представляющие северные звезды на черном фоне, на которые наложен круг, показывающий положение северного полюса с течением времени.
Путь северного небесного полюса среди звезд вследствие прецессии. Вега — яркая звезда в нижней части.

Каждую ночь положение звезд, по-видимому, меняется по мере вращения Земли. Однако, когда звезда расположена вдоль оси вращения Земли, она останется в том же положении и, таким образом, называется полярной звездой . Направление оси вращения Земли постепенно меняется с течением времени в процессе, известном как прецессия равноденствий . Полный цикл прецессии требует 25 770 лет, [33] в течение которых полюс вращения Земли следует по круговой траектории через небесную сферу , которая проходит вблизи нескольких выдающихся звезд. В настоящее время полярной звездой является Полярная звезда , но около 12 000 г. до н. э. полюс был направлен всего на пять градусов от Веги. Благодаря прецессии полюс снова пройдет вблизи Веги около 14 000 г. н. э. [34] Вега является самой яркой из последовательных северных полярных звезд. [15] Через 210 000 лет Вега станет самой яркой звездой на ночном небе, [35] и достигнет пика яркости через 290 000 лет с видимой звездной величиной -0,81. [35]

Эта звезда находится в вершине широко разнесенного астеризма , называемого Летним Треугольником , который состоит из Веги и двух звезд первой величины: Альтаира в созвездии Орла и Денеба в созвездии Лебедя . [31] Это образование имеет приблизительную форму прямоугольного треугольника , в прямом углу которого расположена Вега . Летний Треугольник узнаваем в северном небе, поскольку в его окрестностях мало других ярких звезд. [36]

История наблюдений

Астрофото 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 снимок Луны с помощью процесса дагерротипа . 17 июля 1850 года Вега стала первой звездой (кроме Солнца), которая была сфотографирована, когда ее сфотографировали Уильям Бонд и Джон Адамс Уиппл в обсерватории Гарвардского колледжа , также с помощью дагерротипа. [15] [20] [37] В августе 1872 года Генри Дрейпер сделал фотографию спектра Веги , первую фотографию спектра звезды, показывающую линии поглощения. [21] Подобные линии уже были идентифицированы в спектре Солнца. [38] 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. Позднее они были идентифицированы как линии из серии водорода Бальмера . [39] С 1943 года спектр этой звезды служит одной из стабильных опорных точек, по которой классифицируются другие звезды. [40]

Расстояние до Веги можно определить, измерив ее смещение параллакса относительно фоновых звезд при вращении Земли вокруг Солнца. Джузеппе Каландрелли заметил звездный параллакс в 1805-6 годах и вывел для звезды значение в 4 секунды, что было сильно завышено. [41] Первым человеком, опубликовавшим параллакс звезды, был Фридрих Г. В. фон Струве , когда он объявил значение в 0,125 угловой секунды (0,125″ ) для Веги. [42] 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, почти удвоив первоначальную оценку. Это изменение вызвало еще больше сомнений в данных Струве. Таким образом, большинство астрономов того времени, включая Струве, приписывали Бесселю первый опубликованный результат параллакса. Однако первоначальный результат Струве был фактически близок к ныне принятому значению 0,129″, [43] [44] , определенному астрометрическим спутником Hipparcos . [4] [45] [46]

Яркость звезды, видимая с Земли, измеряется с помощью стандартизированной логарифмической шкалы . Эта видимая величина представляет собой численное значение, которое уменьшается с увеличением яркости звезды. Самые слабые звезды, видимые невооруженным глазом, имеют шестую величину, в то время как самая яркая на ночном небе, Сириус , имеет величину -1,46. Чтобы стандартизировать шкалу величин, астрономы выбрали Вегу и несколько похожих звезд и усреднили их яркость, чтобы представить нулевую величину на всех длинах волн. Таким образом, в течение многих лет Вега использовалась в качестве базовой линии для калибровки абсолютных фотометрических шкал яркости. [47] Однако это больше не так, поскольку видимая нулевая точка величины теперь обычно определяется в терминах конкретного численно заданного потока . Такой подход более удобен для астрономов, поскольку Вега не всегда доступна для калибровки и имеет разную яркость. [48]

Фотометрическая система UBV измеряет звездную величину через ультрафиолетовый , синий и желтый фильтры, получая значения U , B и V соответственно. Вега — одна из шести звезд A0V , которые использовались для установки начальных средних значений для этой фотометрической системы, когда она была введена в 1950-х годах. Средние звездные величины для этих шести звезд были определены как: U − B = B − V = 0. По сути, шкала звездных величин была откалибрована таким образом, чтобы звездная величина этих звезд была одинаковой в желтой, синей и ультрафиолетовой частях электромагнитного спектра . [49] Таким образом, Вега имеет относительно плоский электромагнитный спектр в визуальной области — диапазоне длин волн 350–850 нанометров , большую часть которого можно увидеть человеческим глазом, — поэтому плотности потоков примерно равны; 2000–4000  Ян . [50] Однако плотность потока Веги быстро падает в инфракрасном диапазоне и близка к100 Йе в5  микрометров . [51]

Фотометрические измерения Веги в 1930-х годах, по-видимому, показали, что звезда имела переменность малой величины порядка ±0,03 величины (около ±2,8% [примечание 1] светимости). Этот диапазон переменности был близок к пределам наблюдательных возможностей того времени, и поэтому тема переменности Веги была спорной. Величина Веги была измерена снова в 1981 году в обсерватории Дэвида Данлэпа и показала некоторую небольшую переменность. Таким образом, было высказано предположение, что Вега показывала случайные пульсации малой амплитуды, связанные с переменной типа Дельта Щита . [52] Это категория звезд, которые колеблются когерентным образом, что приводит к периодическим пульсациям в светимости звезды. [53] Хотя Вега соответствует физическому профилю для этого типа переменной, другие наблюдатели не обнаружили таких изменений. Таким образом, считалось, что переменность, возможно, является результатом систематических ошибок в измерениях. [54] [55] Однако в статье 2007 года были рассмотрены эти и другие результаты, и сделан вывод, что «Консервативный анализ приведенных выше результатов предполагает, что Вега, скорее всего, изменчива в диапазоне 1–2%, с возможными случайными отклонениями до 4% от среднего значения». [56] Кроме того, в статье 2011 года утверждается, что «долгосрочная (из года в год) изменчивость Веги была подтверждена». [57]

Вега стала первой одиночной звездой главной последовательности за пределами Солнца, известной как рентгеновский излучатель, когда в 1979 году ее наблюдали с помощью рентгеновского телескопа, запущенного на Aerobee 350 с ракетного полигона White Sands . [58] В 1983 году Вега стала первой звездой, у которой был обнаружен диск пыли. Инфракрасный астрономический спутник (IRAS) обнаружил избыток инфракрасного излучения, исходящего от звезды, и это было приписано энергии, испускаемой вращающейся пылью при ее нагревании звездой. [59]

Физические характеристики

Спектральный класс Веги — A0V, что делает ее сине-белой звездой главной последовательности , в ядре которой водород превращается в гелий . Поскольку более массивные звезды используют свое термоядерное топливо быстрее, чем более мелкие, продолжительность жизни Веги на главной последовательности составляет примерно один миллиард лет, что в десять раз меньше, чем у Солнца. [60] Текущий возраст этой звезды составляет около 455 миллионов лет, [61] или примерно половину ее ожидаемой общей продолжительности жизни на главной последовательности. Покинув главную последовательность, Вега станет красным гигантом класса M и сбросит большую часть своей массы, в конечном итоге превратившись в белого карлика . В настоящее время масса Веги более чем в два раза [22] больше массы Солнца, а ее болометрическая светимость примерно в 40 раз больше солнечной. Поскольку она быстро вращается, примерно один раз за 16,5 часов, [14] и видна почти со стороны полюса, ее видимая светимость, рассчитанная при условии, что она везде одинакова, примерно в 57 раз больше солнечной. [12] Если Вега переменная, то она может относиться к типу Дельта Щита с периодом около 0,107 дня. [52]

Большая часть энергии, вырабатываемой в ядре Веги, генерируется циклом углерод-азот-кислород ( цикл CNO ), процессом ядерного синтеза , который объединяет протоны для образования ядер гелия через промежуточные ядра углерода, азота и кислорода. Этот процесс становится доминирующим при температуре около 17 миллионов К, [62] что немного выше, чем температура ядра Солнца, но менее эффективно, чем реакция цепного синтеза протон-протон Солнца . Цикл CNO очень чувствителен к температуре, что приводит к образованию зоны конвекции вокруг ядра [63] , которая равномерно распределяет «пепел» от реакции синтеза в области ядра. Вышележащая атмосфера находится в лучистом равновесии . Это контрастирует с Солнцем, у которого есть зона излучения , центрированная на ядре, с вышележащей зоной конвекции. [64]

Поток энергии от Веги был точно измерен по сравнению со стандартными источниками света.5,480 Å , плотность потока составляет3650 Ян с погрешностью 2%. [65] В визуальном спектре Веги доминируют линии поглощения водорода; в частности, водородная серия Бальмера с электроном при главном квантовом числе n=2 . [66] [67] Линии других элементов относительно слабы, наиболее сильными являются ионизированный магний , железо и хром . [68] Рентгеновское излучение от Веги очень слабое, что свидетельствует о том, что корона у этой звезды должна быть очень слабой или отсутствовать. [69] Однако, поскольку полюс Веги обращен к Земле и может присутствовать полярная корональная дыра , [58] [70] подтверждение короны как вероятного источника рентгеновских лучей, обнаруженных от Веги (или области, очень близкой к Веге), может быть затруднено, поскольку большая часть корональных рентгеновских лучей не будет испускаться вдоль луча зрения. [70] [71]

Используя спектрополяриметрию , группа астрономов из Observatoire du Pic du Midi обнаружила магнитное поле на поверхности Веги . Это первое подобное обнаружение магнитного поля на звезде спектрального класса A, которая не является химически пекулярной звездой Ap . Средний компонент луча зрения этого поля имеет силу −0,6 ± 0,3 гаусс (Гс) . [72] Это сопоставимо со средним магнитным полем на Солнце. [73] Для Веги были зарегистрированы магнитные поля примерно в 30 Гс, по сравнению с примерно 1 Гс для Солнца. [58] В 2015 году на поверхности звезды были обнаружены яркие звездные пятна — первое подобное обнаружение для нормальной звезды А-типа , и эти особенности демонстрируют доказательства вращательной модуляции с периодом 0,68 дня. [74]

Вращение

Вега имеет период вращения 16,3 часа [14], что намного быстрее периода вращения Солнца, но похоже и немного медленнее, чем у Юпитера и Сатурна . 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 значению2,73 ± 0,01 радиуса Солнца . Это на 60% больше радиуса звезды Сириус, в то время как звездные модели показали, что он должен быть всего на 12% больше. Однако это расхождение можно объяснить, если Вега — быстро вращающаяся звезда, которая рассматривается со стороны ее полюса вращения. Наблюдения массива CHARA в 2005–06 годах подтвердили этот вывод. [12]

Сравнение размеров Веги (слева) и Солнца (справа)

Полюс Веги — ее ось вращения — наклонен не более чем на пять градусов от линии визирования на Землю. На верхнем пределе оценок скорости вращения Веги находится236,2 ± 3,7 км/с [61] вдоль экватора, что намного выше наблюдаемой (т. е. прогнозируемой ) скорости вращения, поскольку Вега видна почти со стороны полюса. Это составляет 88% скорости, которая заставила бы звезду начать распадаться из-за центробежных эффектов. [61] Это быстрое вращение Веги создает выраженную экваториальную выпуклость, поэтому радиус экватора на 19% больше полярного радиуса, по сравнению с чуть менее 11% для Сатурна, самой сплющенной из планет Солнечной системы. (Предполагаемый полярный радиус этой звезды составляет2,362 ± 0,012 радиуса Солнца , тогда как экваториальный радиус равен2,818 ± 0,013 радиуса Солнца. [61] С Земли эта выпуклость наблюдается со стороны ее полюса, что дает чрезмерно большую оценку радиуса.

Локальная поверхностная гравитация на полюсах больше, чем на экваторе, что приводит к изменению эффективной температуры по всей звезде: полярная температура близка к10 000  К , тогда как экваториальная температура составляет около8152 K. [ 61] Эта большая разница температур между полюсами и экватором производит сильный эффект гравитационного затемнения . Если смотреть с полюсов, это приводит к более темному (с меньшей интенсивностью) лимбу, чем обычно можно было бы ожидать для сферически-симметричной звезды. Градиент температуры также может означать, что у Веги есть конвективная зона вокруг экватора, [12] [75], в то время как остальная часть атмосферы, вероятно, находится в почти чистом лучистом равновесии . [76] По теореме фон Цайпеля локальная светимость выше на полюсах. В результате, если бы Вегу смотрели вдоль плоскости ее экватора, а не почти на полюсе, 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 из основных предположений, которые основывались на ее сферической симметрии. Теперь, когда угол обзора и скорость вращения Веги стали более известны, это позволит улучшить калибровку инструментов. [77]

Распространенность элемента

В астрономии элементы с более высокими атомными числами , чем у гелия, называются «металлами». Металличность фотосферы Веги составляет всего около 32% от распространенности тяжелых элементов в атмосфере Солнца. [примечание 2] (Сравните это, например, с трехкратной распространенностью металличности в похожей звезде Сириус по сравнению с Солнцем.) Для сравнения, на Солнце распространенность элементов тяжелее гелия составляет около Z Sol  = 0,0172 ± 0,002 . [78] Таким образом, с точки зрения распространенности, только около 0,54% Веги состоит из элементов тяжелее гелия. Азота немного больше , кислорода лишь незначительно меньше, а распространенность серы составляет около 50% от солнечной. С другой стороны, Вега имеет только от 10% до 30% солнечной распространенности для большинства других основных элементов, а барий и скандий менее 10%. [61]

Необычно низкая металличность Веги делает ее слабой звездой типа Лямбда Волопаса . [79] [80] Однако причина существования таких химически пекулярных звезд спектрального класса A0–F0 остается неясной. Одна из возможностей заключается в том, что химическая пекулярность может быть результатом диффузии или потери массы, хотя звездные модели показывают, что это обычно происходит только ближе к концу жизни звезды, сжигающей водород. Другая возможность заключается в том, что звезда образовалась из межзвездной среды газа и пыли, которая была необычно бедна металлами. [81]

Наблюдаемое соотношение гелия и водорода в Веге составляет0,030 ± 0,005 , что примерно на 40% ниже, чем у Солнца. Это может быть вызвано исчезновением зоны конвекции гелия вблизи поверхности. Передача энергии вместо этого осуществляется радиационным процессом , что может вызывать аномалию обилия через диффузию. [82]

Кинематика

Лучевая скорость Веги является компонентом движения этой звезды вдоль линии визирования к Земле. Движение от Земли приведет к тому, что свет от Веги сместится к более низкой частоте (к красному) или к более высокой частоте (к синему), если движение направлено к Земле. Таким образом, скорость может быть измерена 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 по направлению к Земле.

Движение поперек линии визирования приводит к смещению положения Веги относительно более далеких фоновых звезд. Тщательное измерение положения звезды позволяет рассчитать это угловое движение, известное как собственное движение . Собственное движение Веги равно202,03 ± 0,63  угловых миллисекунд (мсд) в год по прямому восхождению — небесному эквиваленту долготы — и287,47 ± 0,54 мсд/г по склонению , что эквивалентно изменению широты . Чистое собственное движение Веги равно327,78 мсек. дуги в год , [83] что приводит к угловому перемещению на градус каждые11 000 лет .

В галактической системе координат компоненты пространственной 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 . [84] Радиальная составляющая этой скорости — в направлении Солнца — равна−13,9 км/с , тогда как поперечная скорость составляет12,9 км/с . [ необходима ссылка ] Хотя в настоящее время Вега является лишь пятой по яркости звездой на ночном небе, звезда медленно становится ярче, поскольку собственное движение заставляет ее приближаться к Солнцу. [85] Вега приблизится к Солнцу на максимально близкое расстояние примерно через 264 000 лет на расстоянии перигелия 13,2 световых лет (4,04 пк). [86]

На основании кинематических свойств этой звезды, она, по-видимому, принадлежит к звездной ассоциации, называемой Движущейся группой Кастора . Однако Вега может быть намного старше этой группы, поэтому членство остается неопределенным. [61] Эта группа содержит около 16 звезд, включая Альфа Весов , Альфа Цефея , Кастор , Фомальгаут и Вегу. Все члены группы движутся почти в одном направлении с похожими космическими скоростями . Членство в движущейся группе подразумевает общее происхождение этих звезд в открытом скоплении , которое с тех пор стало гравитационно несвязанным. [87] Предполагаемый возраст этой движущейся группы составляет200 ± 100 миллионов лет , и они имеют среднюю космическую скорость16,5 км/с . [примечание 3] [84]

Возможная планетная система

Диск обломков вокруг Веги с JWST MIRI (все изображения) и ALMA (контуры на нижнем правом изображении). Изображение опубликовано Su et al. [25]

Инфракрасный избыток

Одним из первых результатов, полученных с помощью инфракрасного астрономического спутника (IRAS), было обнаружение избыточного инфракрасного потока, исходящего от Веги, сверх того, что можно было бы ожидать от звезды в одиночку. Этот избыток был измерен на длинах волн 25, 60 и100  мкм и исходил из углового радиуса10 угловых секунд (10″ ) с центром на звезде. На измеренном расстоянии Веги это соответствовало фактическому радиусу80  астрономических единиц (AU), где AU — средний радиус орбиты Земли вокруг Солнца. Было высказано предположение, что это излучение исходит от поля вращающихся частиц с размером порядка миллиметра, поскольку все, что меньше, в конечном итоге будет удалено из системы радиационным давлением или втянуто в звезду посредством сопротивления Пойнтинга-Робертсона . [88] Последнее является результатом радиационного давления, создающего эффективную силу, которая противодействует орбитальному движению пылевой частицы, заставляя ее закручиваться по спирали внутрь. Этот эффект наиболее выражен для крошечных частиц, которые находятся ближе к звезде. [89]

Последующие измерения Веги в193 мкм показали более низкий, чем ожидалось, поток для предполагаемых частиц, что позволяет предположить, что они должны быть порядка100 мкм или меньше. Для поддержания такого количества пыли на орбите вокруг Веги потребуется постоянный источник пополнения. Предложенный механизм поддержания пыли представлял собой диск из сросшихся тел, которые находились в процессе коллапса, образуя планету. [88] Модели, подобранные для распределения пыли вокруг Веги, показывают, что это круглый диск радиусом 120 астрономических единиц, рассматриваемый почти с полюса. Кроме того, в центре диска имеется отверстие радиусом не менее80 а.е. [ 90]

После открытия инфракрасного избытка вокруг Веги были найдены и другие звезды, которые демонстрируют похожую аномалию, приписываемую выбросам пыли. По состоянию на 2002 год было найдено около 400 таких звезд, и их стали называть «звездами, подобными Веге» или «звездами с избытком Веги». Считается, что они могут дать ключ к разгадке происхождения Солнечной системы . [24]

Диски для мусора

К 2005 году космический телескоп Spitzer сделал инфракрасные снимки пыли вокруг Веги с высоким разрешением. Было показано, что она простирается до 43″ (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, а размер частиц пыли составляет от 1 доРазмер 50 мкм . Оценочная общая масса этой пыли составляет 3 × 10−3 раза больше массы Земли (примерно в 7,5 раз массивнее пояса астероидов ). Образование пыли потребовало бы столкновений между астероидами в популяции, соответствующей поясу Койпера вокруг Солнца. Таким образом, пыль, скорее всего, создана диском обломков вокруг Веги, а не протопланетным диском , как считалось ранее. [23]

Художественное представление недавнего масштабного столкновения объектов размером с карликовую планету , которое могло способствовать образованию пылевого кольца вокруг Веги.

Внутренняя граница диска обломков была оценена в11″ ± 2″ , или 70–100 а.е. . Диск пыли образуется, когда давление излучения Веги выталкивает наружу обломки от столкновений более крупных объектов. Однако непрерывное производство количества пыли, наблюдаемого в течение жизни Веги, потребовало бы огромной начальной массы — по оценкам, в сотни раз превышающей массу Юпитера . Следовательно, более вероятно, что он образовался в результате относительно недавнего распада кометы или астероида среднего размера (или большего размера), которые затем еще больше фрагментировались в результате столкновений между более мелкими компонентами и другими телами. Этот пылевой диск будет относительно молодым по временной шкале возраста звезды, и в конечном итоге он будет удален, если другие столкновения не принесут больше пыли. [23]

Наблюдения, впервые проведенные Дэвидом Чиарди и Джерардом ван Беллем с помощью Palomar Testbed Interferometer в 2001 году [91] , а затем подтвержденные массивом CHARA на горе Вильсон в 2006 году и массивом инфракрасного оптического телескопа на горе Хопкинс в 2011 году [92] , выявили доказательства существования внутренней пылевой полосы вокруг Веги. Возникая внутри8 а.е. от звезды, эта экзозодиакальная пыль может быть свидетельством динамических возмущений внутри системы. [93] Это может быть вызвано интенсивной бомбардировкой кометами или метеорами и может быть свидетельством существования планетной системы. [94]

Диск также наблюдался с помощью ALMA в 2020 году [95] , LMT в 2022 году [ 96] и Hubble STIS [97] и JWST MIRI в 2024 году. [25] Изображение ALMA впервые разрешило внешний диск. [95] Наблюдение Hubble является первым изображением диска в рассеянном свете и обнаружило внешний гало, состоящий из мелких пылевых частиц. [97] Наблюдения JWST также обнаружили Гало, внешний диск и впервые внутренний диск. Инфракрасные наблюдения также впервые показали разрыв на 60 а. е. Внутренняя часть пыли внешнего диска согласуется с пылью, увлекаемой эффектом Пойнтинга-Робертсона . Внутренний край внутреннего диска скрыт за коронографом , но было выведено, что он находится в 3-5 а. е. по данным фотометрии. Звезда также окружена горячим инфракрасным избытком, расположенным в области суб-AU, оставляя второй зазор между внутренним диском и горячей пылью вокруг звезды. Этот горячий инфракрасный избыток находится в пределах около 0,2 AU или ближе и состоит из мелких зерен, таких как графит и оксиды железа и марганца , что было ранее подтверждено. [25]

Возможные планеты

Наблюдения с помощью телескопа Джеймса Клерка Максвелла в 1997 году выявили «вытянутую яркую центральную область», пик которой находился на отметке 9″ (70 а.е. ) к северо-востоку от Веги. Это было выдвинуто как гипотеза либо о возмущении пылевого диска планетой , либо о вращающемся объекте, окруженном пылью. Однако изображения телескопа Кека исключили наличие компаньона вплоть до 16-й величины, что соответствовало бы телу с массой более чем в 12 раз больше массы Юпитера. [98] Астрономы из Объединенного астрономического центра на Гавайях и Калифорнийского университета в Лос-Анджелесе предположили, что изображение может указывать на планетную систему, все еще находящуюся в процессе формирования. [99]

Определение природы планеты не было простым; в статье 2002 года выдвигается гипотеза, что сгустки вызваны планетой с массой примерно Юпитера на эксцентричной орбите . Пыль будет собираться на орбитах, которые имеют резонансы среднего движения с этой планетой — где их орбитальные периоды образуют целые дроби с периодом планеты — создавая результирующую сгустковость. [100]

Планета вокруг Веги в представлении художника

В 2003 году была выдвинута гипотеза, что эти скопления могли быть вызваны планетой с массой примерно равной массе Нептуна, которая переместилась с 40 на65  а.е. за 56 миллионов лет, [101] орбита достаточно большая, чтобы позволить сформироваться более мелким каменистым планетам ближе к Веге. Миграция этой планеты, вероятно, потребует гравитационного взаимодействия со второй, более массивной планетой на меньшей орбите. [102]

Используя коронограф на телескопе Subaru на Гавайях в 2005 году, астрономы смогли дополнительно ограничить размер планеты, вращающейся вокруг Веги, до не более чем 5–10 масс Юпитера. [103] Вопрос о возможных сгустках в диске обломков был пересмотрен в 2007 году с использованием более новых, более чувствительных приборов на интерферометре Plateau de Bure . Наблюдения показали, что кольцо обломков гладкое и симметричное. Не было обнаружено никаких доказательств наличия сгустков, о которых сообщалось ранее, что ставит под сомнение гипотезу о гигантской планете. [104] Гладкая структура была подтверждена в последующих наблюдениях Хьюза и др. (2012) [105] и космического телескопа Herschel . [106]

Хотя планета еще не наблюдалась непосредственно вокруг Веги, наличие планетной системы пока нельзя исключить. Таким образом, могут быть более мелкие, земные планеты, вращающиеся ближе к звезде. Наклон планетарных орбит вокруг Веги, вероятно, будет тесно связан с экваториальной плоскостью этой звезды. [107]

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

В 2021 году в статье, посвященной анализу 10-летних спектров Веги, был обнаружен потенциальный 2,43-дневный сигнал вокруг Веги, статистически оцененный как имеющий всего 1% вероятности быть ложноположительным. [26] 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 может быть выровнена также в этой плоскости, что дает ей фактическую массу203 ± 47 масс Земли. [26] Исследователи также обнаружили слабый196.4+1,6
−1,9-дневной сигнал, который может перевести в80 ± 21 масс Земли (740 ± 190 при наклоне 6,2°), но он слишком слаб, чтобы считать его реальным сигналом с имеющимися данными. [26]

Наблюдения за диском с помощью JWST MIRI действительно обнаружили очень круглый диск, обращенный лицом к нам. Морфология указывает на то, что нет планеты массивнее Сатурна за пределами 10 а.е. Диск имеет зазор около 60 а.е. Планеты, открывающие зазор, выводятся для дисков вокруг других звезд, и команда проверяет эту идею для Веги, запуская моделирование. Моделирование показало, что планета с ≥6 M E на расстоянии 65 а.е. введет внутренние асимметричные структуры, которые не видны в диске Веги. Любая планета, открывающая зазор, должна быть менее массивной. Кроме того, внутренний край внутреннего диска был выведен на 3-5 а.е. Вега также демонстрирует доказательства горячего инфракрасного избытка в области ниже а.е. Внутренняя граница теплых обломков может указывать на то, что внутри находится планета с массой Нептуна , которая его пасет . [25]

Этимология и культурное значение

Считается, что название произошло от арабского термина Al Nesr al Waki ​​النسر الواقع , который появился в звездном каталоге Al Achsasi al Mouakket и был переведен на латынь как Vultur Cadens , «падающий орел/стервятник». [108] [примечание 5] Созвездие было представлено в виде стервятника в Древнем Египте , [109] и как орел или стервятник в Древней Индии . [110] [111] Затем арабское название появилось в западном мире в таблицах Альфонса , [112] которые были составлены между 1215 и 1270 годами по приказу короля Альфонсо X. [ 113] Средневековые астролябии Англии и Западной Европы использовали названия Вега и Альвака и изображали его и Альтаир как птиц. [114]

Среди северных полинезийцев Вега была известна как whetu o te tau , звезда года. В течение определенного периода истории она знаменовала начало их нового года, когда земля подготавливалась к посадке. В конце концов эта функция стала обозначаться Плеядами . [ 115]

Ассирийцы называли эту полярную звезду Даян-саме, «Судья Небес», в то время как на аккадском языке это было Тир-анна, «Жизнь Небес». В вавилонской астрономии Вега, возможно, была одной из звезд, называемых Дилган, «Посланник Света». Для древних греков созвездие Лиры было образовано из арфы Орфея , с Вегой в качестве ее рукояти. [16] Для Римской империи начало осени основывалось на часе, в который Вега заходила за горизонт. [15]

В китайском языке織女( Zhī Nǚ ), что означает Ткачиха (астеризм) , относится к астеризму, состоящему из Веги, ε Лиры и ζ 1 Лиры . [116] Следовательно, китайское название Веги -織女一( Zhī Nǚ yī , англ.: Первая звезда Ткачихи ). [117] В китайской мифологии есть история любви Циси (七夕), в которой Нюлан (牛郎, Альтаир ) и его двое детей ( β Аквила и γ Аквила ) разлучаются со своей матерью Чжинюй (織女, букв. «ткачиха», Вега), которая находится на дальней стороне реки, Млечного Пути . [118] Однако один день в году на седьмой день седьмого месяца китайского лунно-солнечного календаря сороки строят мост, чтобы Нюланг и Чжинюй могли снова быть вместе для краткой встречи. Японский фестиваль Танабата , на котором Вега известна как Орихимэ (織姫), также основан на этой легенде. [119]

В зороастризме Вега иногда ассоциировалась с Ванантом, второстепенным божеством, чье имя означает «завоеватель». [120]

Коренные жители северо-западной Виктории , Австралия, называли его Neilloan , [121] «летающий заём ». [122]

В Шримад Бхагаватам Шри Кришна говорит Арджуне , что среди накшатр он — Абхиджит, что указывает на благоприятность этой накшатры. [123]

Средневековые астрологи считали Вегу одной из бехенских звезд [124] и связывали ее с хризолитом и зимним чабером . Корнелий Агриппа перечислил ее каббалистический знак под Vultur cadens , буквальным латинским переводом арабского названия. [125] Средневековые звездные карты также перечисляли альтернативные названия этой звезды: Waghi, Vagieh и Veka. [32]

Стихотворение У. Х. Одена 1933 года « Летняя ночь (Джеффри Хойланду) » [126] начинается со знаменитого двустишия: «На лужайке я лежу в постели,/Вега видна над головой».

Вега стала первой звездой, в честь которой был назван автомобиль, с французской линейкой автомобилей Facel Vega , выпускавшейся с 1954 года, а позднее, в Америке, Chevrolet выпустил Vega в 1971 году. [127] Другие транспортные средства, названные в честь Веги, включают пусковую систему Vega Европейского космического агентства [128] и самолет Lockheed Vega . [129]

Примечания

  1. ^ Из Cox, Arthur N., ред. (1999). Астрофизические качества Аллена (4-е изд.). Нью-Йорк: Springer-Verlag. стр. 382. ISBN 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 светимости на ±2,8%.
  2. ^ При металличности −0,5 доля металлов относительно Солнца определяется выражением
    .
    См.: Маттеуччи, Франческа (2001). Химическая эволюция Галактики. Библиотека астрофизики и космической науки. Т. 253. Springer Science & Business Media. стр. 7. ISBN 978-0792365525.
  3. ^ 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 евклидова формула расстояния . Следовательно, чистая скорость равна
    См.: Брюс, Питер С. (2015). Вводная статистика и аналитика: перспектива повторной выборки. John Wiley & Sons. стр. 20. ISBN 978-1118881330.
  4. ^ Солнце появится в диаметрально противоположных координатах от Веги при α =  6 ч 36 м 56,3364 с , δ = −38° 47′ 01,291″, что находится в западной части Колумбы.

    Визуальная величина задается как π См.: Hughes, David W. (2006). "The Introduction of Absolute Magnitude (1902–1922)". Journal of Astronomical History and Heritage . 9 (2): 173–179. Bibcode :2006JAHH....9..173H. doi :10.3724/SP.J.1440-2807.2006.02.06. S2CID  115611984. 
  5. ^ То есть стервятник на земле со сложенными крыльями (Эдвард Уильям Лейн, Арабско-английский словарь ).

Ссылки

  1. ^ "Vega" . Оксфордский словарь английского языка (Электронная правка). Oxford University Press . (Требуется подписка или членство в участвующем учреждении.)
  2. ^ ab "Vega". Словарь Merriam-Webster.com . Merriam-Webster.
  3. ^ Куницш, Пол; Смарт, Тим (2006). Словарь современных названий звезд: краткое руководство по 254 названиям звезд и их производным (2-е переиздание). Кембридж, Массачусетс: Sky Pub. ISBN 978-1-931559-44-7.
  4. ^ abcdef van Leeuwen, F. (ноябрь 2007 г.). «Проверка новой редукции Hipparcos». Астрономия и астрофизика . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Bibcode : 2007A&A...474..653V. doi : 10.1051/0004-6361:20078357. S2CID  18759600.
  5. ^ Болин, Р. К.; Джиллиланд, Р. Л. (2004). «Абсолютная спектрофотометрия Веги с помощью космического телескопа Хаббл от дальнего ультрафиолета до инфракрасного». The Astronomical Journal . 127 (6): 3508–3515. Bibcode : 2004AJ....127.3508B. doi : 10.1086/420715 .
  6. ^ ab Samus, NN; Durlevich, OV; et al. (2009). "VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007–2013)". VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat....102025S . 1 : 02025. Bibcode :2009yCat....102025S.
  7. ^ Gray, RO; Corbally, CJ; Garrison, RF; McFadden, MT; Robinson, PE (2003). "Вклад в проект Nearby Stars (NStars): спектроскопия звезд, более ранних, чем M0, в пределах 40 парсеков: Северный образец I". The Astronomical Journal . 126 (4): 2048. arXiv : astro-ph/0308182 . Bibcode : 2003AJ....126.2048G. doi : 10.1086/378365. S2CID  119417105.
  8. ^ ab Ducati, JR (2002). "Каталог данных VizieR Online: Каталог звездной фотометрии в 11-цветной системе Джонсона". Коллекция электронных каталогов CDS/ADC . 2237. Bibcode : 2002yCat.2237....0D.
  9. ^ ab Evans, DS (20–24 июня 1966 г.). «Пересмотр Общего каталога радиальных скоростей». Труды симпозиума МАС № 30. Определение радиальных скоростей и их применение . Том 30. Лондон, Англия. стр. 57. Bibcode : 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. ^ abcdef Моннье, JD; Че, Сяо; Чжао, Мин; Экстром, С.; Маэстро, В.; Ауфденберг, Дж.; Барон, Ф.; Георгий, К.; Краус, С.; Макалистер, Х.; Педретти, Э.; Риджуэй, С.; Штурманн Дж.; Штурманн, Л.; Brummelaar, T. ten (10 декабря 2012 г.), «Разрешение Веги и противоречия наклонения с помощью CHARA/MIRC», The Astrophysical Journal , 761 (1): L3, arXiv : 1211.6055 , Bibcode : 2012ApJ...761L... 3M, doi : 10.1088/2041-8205/761/1/L3, ISSN  2041-8205
  12. ^ abcd Ауфденберг, Дж. П.; и др. (2006). «Первые результаты с массива CHARA: VII. Интерферометрические измерения Веги с длинной базой, согласующиеся с быстро вращающейся звездой на полюсе?». Astrophysical Journal . 645 (1): 664–675. arXiv : astro-ph/0603327 . Bibcode :2006ApJ...645..664A. doi :10.1086/504149. S2CID  13501650.
  13. ^ ab Kinman, T.; et al. (2002). «Определение Teff для звезд класса A с низким содержанием металлов с использованием величин J, H и K по V и 2MASS». Astronomy and Astrophysics . 391 (3): 1039–1052. Bibcode :2002A&A...391.1039K. doi : 10.1051/0004-6361:20020806 .
  14. ^ abc Petit, P.; Böhm, T.; Folsom, CP; Lignières, F.; Cang, T. (2022). «Десятилетний магнитный мониторинг Веги». Астрономия и астрофизика . 666 : A20. arXiv : 2208.09196 . Bibcode : 2022A&A...666A..20P. doi : 10.1051/0004-6361/202143000. S2CID  251710497.
  15. ^ abcde Аллен, Ричард Хинкли (1963). Имена звезд: их предания и значение . Courier Dover Publications. ISBN 978-0-486-21079-7.
  16. ^ ab Kendall, E. Otis (1845). Уранография: Или, Описание небес; Разработано для ученых и школ; Сопровождается атласом небес . Филадельфия: Oxford University Press.
  17. ↑ Staff. "V* alf Lyr – Variable Star". SIMBAD . Получено 30 октября 2007 г.— используйте опцию «отобразить все измерения», чтобы отобразить дополнительные параметры.
  18. ^ Гулливер, Остин Ф.; и др. (1994). «Вега: быстро вращающаяся звезда на полюсе». The Astrophysical Journal . 429 (2): L81–L84. Bibcode : 1994ApJ...429L..81G. doi : 10.1086/187418.
  19. ^ "Расчет с помощью приложения Stellarium версии 0.10.2" . Получено 28 июля 2009 г.
  20. ^ ab Barger, M. Susan; et al. (2000) [Впервые опубликовано в 1991 г.]. Дагерротип: технология девятнадцатого века и современная наука . JHU Press. стр. 88. ISBN 978-0-8018-6458-2.
  21. ^ ab Баркер, Джордж Ф. (1887). «О фотографиях звездных спектров, памятных Генри Дрейперу». Труды Американского философского общества . 24 : 166–172.
  22. ^ ab Peterson, DM; et al. (2006). «Вега — быстро вращающаяся звезда». Nature . 440 (7086): 896–899. arXiv : astro-ph/0603520 . Bibcode :2006Natur.440..896P. doi :10.1038/nature04661. PMID  16612375. S2CID  533664.
  23. ^ abc Su, KYL; et al. (2005). "Диск обломков Веги: сюрприз от Spitzer ". The Astrophysical Journal . 628 (1): 487–500. arXiv : astro-ph/0504086 . Bibcode : 2005ApJ...628..487S. doi : 10.1086/430819. S2CID  18898968.
  24. ^ ab Song, Inseok; et al. (2002). "M-Type Vega-like Stars". The Astronomical Journal . 124 (1): 514–518. arXiv : astro-ph/0204255 . Bibcode : 2002AJ....124..514S. doi : 10.1086/341164. S2CID  3450920.
  25. ^ abcdefg Su, Kate YL; Gaspar, Andras; Rieke, George H.; Malhotra, Renu; Matra, Luca; Wolff, Schuyler Grace; Leisenring, Jarron M.; Beichman, Charles; Ygouf, Marie (31 октября 2024 г.). «Визуализация системы обломков Веги с использованием JWST/MIRI». arXiv : 2410.23636 [astro-ph].
  26. ^ abcde Hurt, Spencer A.; Quinn, Samuel N.; Latham, David W.; Vanderburg, Andrew; Esquerdo, Gilbert A.; Calkins, Michael L.; Berlind, Perry; Angus, Ruth; Latham, Christian A.; Zhou, George (21 января 2021 г.). «Десятилетие мониторинга радиальной скорости Веги и новые пределы присутствия планет». The Astronomical Journal . 161 (4): 157. arXiv : 2101.08801 . Bibcode : 2021AJ....161..157H. doi : 10.3847/1538-3881/abdec8 . S2CID  231693198.
  27. ^ Глассе, Сирил (2008). Новая энциклопедия ислама. Серия «Справочные, информационные и междисциплинарные предметы» (3-е изд.). Rowman & Littlefield. стр. 75. ISBN 978-0-7425-6296-7.
  28. ^ "Рабочая группа МАС по названиям звезд (WGSN)". Международный астрономический союз . Получено 22 мая 2016 г.
  29. ^ "Бюллетень рабочей группы МАС по названиям звезд, № 1" (PDF) . Подразделение C МАС: Образование, пропаганда и наследие (WGSN). Июль 2016 г. Получено 28 июля 2016 г.
  30. ^ "Каталог звездных имен IAU". Подразделение C IAU: Образование, пропаганда и наследие (WGSN). 21 августа 2016 г. Получено 28 июля 2016 г.
  31. ^ ab Pasachoff, Jay M. (2000). Полевой путеводитель по звездам и планетам (4-е изд.). Полевые путеводители Houghton Mifflin. ISBN 978-0-395-93431-9.
  32. ^ ab Бернхэм, Роберт Дж. Р. (1978). Небесный справочник Бернхэма: путеводитель наблюдателя по Вселенной за пределами Солнечной системы . Том 2. Courier Dover Publications. ISBN 978-0-486-23568-4.
  33. ^ Чайкин, Эндрю Л. (1990). Битти, Дж. К.; Петерсен, К. К. (ред.). Новая Солнечная система (4-е изд.). Кембридж, Англия: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-64587-4.
  34. ^ Рой, Арчи Э. и др. (2003). Астрономия: принципы и практика . CRC Press. ISBN 978-0-7503-0917-2.
  35. ^ ab Томкин, Джоселин (апрель 1998 г.). «Бывшие и будущие небесные короли». Sky and Telescope . 95 (4): 59–63. Bibcode : 1998S&T....95d..59T.– на основе расчетов по данным HIPPARCOS . (Расчеты не включают звезды, расстояние или собственное движение которых неопределенно.) PDF [ постоянная мертвая ссылка ]
  36. ^ Upgren, Arthur R. (1998). У ночи тысяча глаз: путеводитель невооруженным глазом по небу, его науке и знаниям . Базовые книги. Bibcode : 1998nhte.book.....U. ISBN 978-0-306-45790-6.
  37. ^ Холден, Эдвард С.; и др. (1890). «Фотографии Венеры, Меркурия и Альфы Лиры при дневном свете». Публикации Астрономического общества Тихого океана . 2 (10): 249–250. Bibcode : 1890PASP....2..249H. doi : 10.1086/120156 . S2CID  120286863.
  38. ^ "Спектроскопия и рождение астрофизики". Инструменты космологии . Американский институт физики . Получено 29 марта 2022 г.
  39. ^ Хентшель, Клаус (2002). Картографирование спектра: методы визуального представления в исследованиях и обучении . Oxford University Press. ISBN 978-0-19-850953-0.
  40. ^ Гаррисон, РФ (декабрь 1993 г.). «Опорные точки для системы спектральной классификации МК». Бюллетень Американского астрономического общества . 25 : 1319. Bibcode : 1993AAS...183.1710G. Архивировано из оригинала 25 июня 2019 г. Получено 5 февраля 2012 г.
  41. ^ Гор, Дж. Э. (1904). Исследования по астрономии. Лондон: Chatto & Windus. стр. 42.
  42. ^ Берри, Артур (1899). Краткая история астрономии. Нью-Йорк: Charles Scribner's Sons. ISBN 978-0-486-20210-5.
  43. ^ Дик, Вольфганг Р.; Рубен, Г. (1988). «Первые успешные попытки определить звездные параллаксы в свете соответствия Бесселя/Струве». Картографирование неба: прошлое наследие и будущие направления . Springer. стр. 119–121. doi :10.1017/S007418090013949X. ISBN 978-90-277-2810-4.
  44. ↑ Аноним (28 июня 2007 г.). «Первые измерения параллакса». Astroprof . Получено 12 ноября 2007 г.
  45. ^ Perryman, MAC; et al. (1997). "Каталог Hipparcos". Астрономия и астрофизика . 323 : L49–L52. Bibcode : 1997A&A...323L..49P.
  46. ^ Перриман, Майкл (2010). Создание величайшей в истории карты звездного неба. Вселенная астрономов. Гейдельберг: Springer-Verlag. Bibcode : 2010mhgs.book.....P. doi : 10.1007/978-3-642-11602-5. ISBN 978-3-642-11601-8.
  47. ^ Гарфинкль, Роберт А. (1997). Звездные прыжки: ваша виза для наблюдения за Вселенной . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-59889-7.
  48. ^ Cochran, AL (1981). «Спектрофотометрия с самосканирующейся кремниевой фотодиодной матрицей. II – Вторичные стандартные звезды». Серия приложений к Astrophysical Journal . 45 : 83–96. Bibcode : 1981ApJS...45...83C. doi : 10.1086/190708 .
  49. ^ Джонсон, HL; и др. (1953). «Фундаментальная звездная фотометрия для стандартов спектрального типа в пересмотренной системе спектрального атласа Йеркса». Astrophysical Journal . 117 : 313–352. Bibcode : 1953ApJ...117..313J. doi : 10.1086/145697.
  50. ^ Уолш, Дж. (6 марта 2002 г.). "Альфа Лиры (HR7001)". Оптические и УФ-спектрофотометрические стандартные звезды . ESO. Архивировано из оригинала 9 февраля 2007 г. Получено 15 ноября 2007 г.— поток в зависимости от длины волны для Веги.
  51. ^ Макмахон, Ричард Г. (23 ноября 2005 г.). "Заметки о Веге и величинах" (текст) . Кембриджский университет . Получено 7 ноября 2007 г.
  52. ^ ab Fernie, JD (1981). "О переменности Веги". Публикации Астрономического общества Тихого океана . 93 (2): 333–337. Bibcode :1981PASP...93..333F. doi : 10.1086/130834 .
  53. ^ Gautschy, A.; et al. (1995). "Звездные пульсации на диаграмме HR: Часть 1". Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 33 (1): 75–114. Bibcode : 1995ARA&A..33...75G. doi : 10.1146/annurev.aa.33.090195.000451.
  54. ^ ИА, Васильев и др. (17 марта 1989 г.). «О переменности Веги». Комиссия 27 МАС . Получено 30 октября 2007 г.
  55. ^ Хейс, Д.С. (24–29 мая 1984 г.). «Звездные абсолютные потоки и распределения энергии от 0,32 до 4,0 микрон». Труды симпозиума, Калибровка фундаментальных звездных величин . Том 111. стр. 225–252. Bibcode :1985IAUS..111..225H.
  56. ^ Грей, Рэймонд (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.
  57. ^ Бутковская, Варвара (2011). «Долговременная изменчивость Веги». Астрономические Нахрихтен . 332 (9–10): 956–960. Бибкод : 2011AN....332..956B. дои : 10.1002/asna.201111587 .
  58. ^ abc Топка, К.; и др. (1979). «Обнаружение мягкого рентгеновского излучения от Альфы Лиры и Эты Волопаса с помощью рентгеновского телескопа с получением изображений». Astrophysical Journal . 229 : 661. Bibcode :1979ApJ...229..661T. doi : 10.1086/157000 .
  59. ^ Харви, Пол Э. и др. (1984). «О дальнем инфракрасном избытке Веги». Nature . 307 (5950): 441–442. Bibcode :1984Natur.307..441H. doi :10.1038/307441a0. S2CID  4330793.
  60. ^ Менгель, Дж. Г. и др. (1979). «Звездная эволюция от нулевой главной последовательности». Серия приложений к Astrophysical Journal . 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 присоединением звезды к главной последовательности и поворотом к ветви красных гигантов. Однако при массе ближе к 2,2 интерполированный возраст Веги составляет менее миллиарда.
  61. ^ abcdefg Yoon, Jinmi; et al. (январь 2010 г.). «Новый взгляд на состав, массу и возраст Веги». The Astrophysical Journal . 708 (1): 71–79. Bibcode :2010ApJ...708...71Y. doi : 10.1088/0004-637X/708/1/71 .
  62. ^ Саларис, Маурицио и др. (2005). Эволюция звезд и звездных популяций . John Wiley and Sons. стр. 120. ISBN 978-0-470-09220-0.
  63. ^ Браунинг, Мэтью и др. (2004). «Моделирование конвекции ядра во вращающихся звездах А-типа: дифференциальное вращение и перелет». Astrophysical Journal . 601 (1): 512–529. arXiv : astro-ph/0310003 . Bibcode :2004ApJ...601..512B. doi :10.1086/380198. S2CID  16201995.
  64. ^ Падманабхан, Тану (2002). Теоретическая астрофизика . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-56241-6.
  65. ^ Оке, Джей Би; и др. (1970). «Абсолютное спектральное распределение энергии Альфа Лиры». Астрофизический журнал . 161 : 1015–1023. Бибкод : 1970ApJ...161.1015O. дои : 10.1086/150603.
  66. ^ Ричмонд, Майкл. "Уравнение Больцмана". Рочестерский технологический институт . Получено 15 ноября 2007 г.
  67. ^ Клейтон, Дональд Д. (1983). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза . Издательство Чикагского университета. ISBN 978-0-226-10953-4.
  68. ^ Майкельсон, Э. (1981). «Ближние ультрафиолетовые спектры звезд альфа Лиры и бета Ориона». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 197 : 57–74. Bibcode :1981MNRAS.197...57M. doi : 10.1093/mnras/197.1.57 .
  69. ^ Schmitt, JHMM (1999). «Короны на звездах солнечного типа». Астрономия и астрофизика . 318 : 215–230. Bibcode : 1997A&A...318..215S.
  70. ^ ab Vaiana, GS (1980). AK Dupree (ред.). «Звездные короны – обзор звездного обзора Эйнштейна / CFA в: Холодные звезды, звездные системы и Солнце ». Специальный отчет SAO . 389 (389): 195–215. Bibcode : 1980SAOSR.389..195V.
  71. ^ Манро, Р. Х. и др. (май 1977 г.). «Физические свойства полярной корональной дыры от 2 до 5 солнечных радиусов». Astrophysical Journal . 213 (5): 874–86. Bibcode : 1977ApJ...213..874M. doi : 10.1086/155220.
  72. ^ Lignières, F.; et al. (2009). «Первые свидетельства наличия магнитного поля на Веге». Astronomy & Astrophysics . 500 (3): L41–L44. arXiv : 0903.1247 . Bibcode : 2009A&A...500L..41L. doi : 10.1051/0004-6361/200911996. S2CID  6021105.
  73. ↑ Staff (26 июля 2009 г.). «Магнитное поле яркой звезды Вега». Science Daily . Получено 30 июля 2009 г.
  74. ^ Бём, Т.; и др. (Май 2015 г.). «Открытие звездных пятен на Веге. Первое спектроскопическое обнаружение поверхностных структур на нормальной звезде класса А». Астрономия и астрофизика . 577 : 12. arXiv : 1411.7789 . Bibcode : 2015A&A...577A..64B. doi : 10.1051/0004-6361/201425425. S2CID  53548120. A64.
  75. ↑ Сотрудники (10 января 2006 г.). «Быстро вращающаяся звезда Вега имеет холодный темный экватор». Национальная оптическая астрономическая обсерватория . Получено 18 ноября 2007 г.
  76. ^ Адельман, Саул Дж. (июль 2004 г.). «Физические свойства нормальных звезд А». Труды Международного астрономического союза . 2004 (IAUS224): 1–11. Bibcode :2004IAUS..224....1A. doi : 10.1017/S1743921304004314 .
  77. ^ Квирренбах, Андреас (2007). «Видеть поверхности звезд». Science . 317 (5836): 325–326. doi :10.1126/science.1145599. PMID  17641185. S2CID  118213499.
  78. ^ Антиа, Х. М. и др. (2006). «Определение солнечного изобилия с помощью гелиосейсмологии». The Astrophysical Journal . 644 (2): 1292–1298. arXiv : astro-ph/0603001 . Bibcode : 2006ApJ...644.1292A. doi : 10.1086/503707. S2CID  15334093.
  79. ^ Ренсон, П.; и др. (1990). «Каталог кандидатов Lambda Bootis». Информационный бюллетень Центра Données Stellaires . 38 : 137–149. Бибкод : 1990BICDS..38..137R.—Запись для HD 172167 на стр. 144.
  80. ^ Qiu, HM; et al. (2001). «The Abundance Patterns of Sirius and Vega». The Astrophysical Journal . 548 (2): 77–115. Bibcode : 2001ApJ...548..953Q. doi : 10.1086/319000 .
  81. ^ Мартинес, Питер и др. (1998). «Пульсирующая лямбда-звезда Волопаса HD 105759». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 301 (4): 1099–1103. Bibcode : 1998MNRAS.301.1099M. doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.02070.x .
  82. ^ Адельман, Саул Дж. и др. (1990). «Анализ элементного содержания поверхностно нормальной звезды Вега». Astrophysical Journal, часть 1. 348 : 712–717. Bibcode : 1990ApJ...348..712A. doi : 10.1086/168279.
  83. ^ Majewski, Steven R. (2006). "Звездные движения". Университет Вирджинии. Архивировано из оригинала 25 января 2012 года . Получено 27 сентября 2007 года .— Чистое собственное движение определяется по формуле:
    где и — компоненты собственного движения по прямому восхождению и склонению соответственно, а — склонение.
  84. ^ ab Barrado y Navascues, D. (1998). «Движущаяся группа Кастора. Возраст Фомальгаута и VEGA». Астрономия и астрофизика . 339 : 831–839. arXiv : astro-ph/9905243 . Bibcode : 1998A&A...339..831B.
  85. ^ Моултон, Форест Рэй (1906). Введение в астрономию. Компания Macmillan. стр. 502.
  86. ^ Бейлер-Джонс, CAL (март 2015 г.). «Близкие контакты звездного рода». Астрономия и астрофизика . 575 : 13. arXiv : 1412.3648 . Bibcode : 2015A&A...575A..35B. doi : 10.1051/0004-6361/201425221. S2CID  59039482. A35.
  87. ^ Инглис, Майк (2003). Руководство наблюдателя по звездной эволюции: рождение, жизнь и смерть звезд . Springer. ISBN 978-1-85233-465-9.
  88. ^ ab Harper, DA; et al. (1984). «О природе материала, окружающего VEGA». Astrophysical Journal, часть 1. 285 : 808–812. Bibcode : 1984ApJ...285..808H. doi : 10.1086/162559 .
  89. ↑ Робертсон, HP (апрель 1937 г.). «Динамические эффекты излучения в солнечной системе». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 97 (6): 423–438. Bibcode : 1937MNRAS..97..423R. doi : 10.1093/mnras/97.6.423 .
  90. ^ Дент, В. Р. Ф.; и др. (2000). «Модели пылевых структур вокруг звезд с избытком Веги». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 314 (4): 702–712. Bibcode : 2000MNRAS.314..702D. doi : 10.1046/j.1365-8711.2000.03331.x .
  91. ^ Ciardi, David R.; et al. (2001). «О размере Веги в ближнем инфракрасном диапазоне». The Astrophysical Journal . 559 (1): 237–244. arXiv : astro-ph/0105561 . Bibcode : 2001ApJ...559.1147C. doi : 10.1086/322345. S2CID  15898697.
  92. ^ Дефрер, Д.; и др. (2011). «Горячая экзозодиакальная пыль, разрешенная вокруг Веги с помощью IOTA/IONIC». Астрономия и астрофизика . 534 : A5. arXiv : 1108.3698 . Bibcode : 2011A&A...534A...5D. doi : 10.1051/0004-6361/201117017. S2CID  8291382.
  93. ^ Absil, O.; et al. (2006). «Окружающее звезду вещество во внутренней системе Веги, выявленное с помощью CHARA/FLUOR». Astronomy and Astrophysics . 452 (1): 237–244. arXiv : astro-ph/0604260 . Bibcode : 2006A&A...452..237A. doi : 10.1051/0004-6361:20054522. S2CID  2165054.
  94. ^ Жиро-Рим, Марион (лето 2006 г.). "Звездная пыль Веги". CNRS International Magazine . Получено 19 ноября 2007 г.
  95. ^ ab Matrà, Luca; Dent, William RF; Wilner, David J.; Marino, Sebastián; Wyatt, Mark C.; Marshall, Jonathan P.; Su, Kate YL; Chavez, Miguel; Hales, Antonio; Hughes, A. Meredith; Greaves, Jane S.; Corder, Stuartt A. (1 августа 2020 г.). «Популяции пыли в знаковой планетной системе Вега, определенные ALMA». The Astrophysical Journal . 898 (2): 146. arXiv : 2006.16257 . Bibcode :2020ApJ...898..146M. doi : 10.3847/1538-4357/aba0a4 . ISSN  0004-637X.
  96. ^ Маршалл, JP; Чавес-Дагостино, М.; Санчес-Аргуэльес, Д.; Матра, Л.; дель Бурго, К.; Кемпер, Ф.; Бертоне, Э.; Дент, В. Р. Ф.; Вега, О.; Уилсон, Г.; Гомес-Руис, А.; Монтанья, А. (1 августа 2022 г.). «Наблюдения Веги с помощью LMT/AzTEC». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 514 (3): 3815–3820. Bibcode : 2022MNRAS.514.3815M. doi : 10.1093/mnras/stac1510 . ISSN  0035-8711.
  97. ^ ab Wolff, Schuyler G.; Gáspár, András; Rieke, George H.; Leisenring, Jarron M.; Su, Kate; Wilner, David; Matrà, Luca; Ygouf, Marie; Balleringa, Nicholas P. (31 октября 2024 г.). «Глубокий поиск рассеянного светового пылевого гало вокруг Веги с помощью космического телескопа Хаббла». arXiv : 2410.24042 [astro-ph].
  98. ^ Холланд, Уэйн С. и др. (1998). «Субмиллиметровые изображения пылевых обломков вокруг близких звезд». Nature . 392 (6678): 788–791. Bibcode :1998Natur.392..788H. doi :10.1038/33874. S2CID  4373502.
  99. ↑ Staff (21 апреля 1998 г.). «Астрономы обнаружили возможные новые солнечные системы, формирующиеся вокруг соседних звезд Вега и Фомальгаут». Объединенный астрономический центр. Архивировано из оригинала 16 декабря 2008 г. Получено 29 октября 2007 г.
  100. ^ Wilner, D.; et al. (2002). «Структура в пылевых обломках вокруг Веги». The Astrophysical Journal . 569 (2): L115–L119. arXiv : astro-ph/0203264 . Bibcode : 2002ApJ...569L.115W. doi : 10.1086/340691. S2CID  36818074.
  101. ^ Wyatt, M. (2003). «Резонансный захват планетезималей миграцией планет: скопления обломков диска и сходство Веги с Солнечной системой». The Astrophysical Journal . 598 (2): 1321–1340. arXiv : astro-ph/0308253 . Bibcode : 2003ApJ...598.1321W. doi : 10.1086/379064. S2CID  10755059.
  102. ^ Gilchrist, E.; et al. (1 декабря 2003 г.). «Новые доказательства существования планетной системы, подобной Солнцу, вокруг близлежащей звезды». Королевская обсерватория, Эдинбург . Получено 30 октября 2007 г.
  103. ^ Ито, Йоичи; и др. (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.
  104. ^ Piétu, V.; et al. (Июль 2011 г.). "Высокочувствительный поиск сгустков в поясе Койпера Веги. Новые наблюдения PdBI 1,3 мм". Astronomy & Astrophysics . 531 : L2. arXiv : 1105.2586 . Bibcode :2011A&A...531L...2P. doi :10.1051/0004-6361/201116796. S2CID  55674804.
  105. ^ Хьюз, А. Мередит и др. (2012). «Подтверждение первичной гладкой структуры диска обломков Веги на миллиметровых волнах». The Astrophysical Journal . 750 (1): 82. arXiv : 1203.0318 . Bibcode :2012ApJ...750...82H. doi :10.1088/0004-637X/750/1/82. S2CID  118553890. 82.
  106. ^ Sibthorpe, B.; et al. (2010). "Диск обломков Веги: вид с Гершеля". Астрономия и астрофизика . 518 : L130. arXiv : 1005.3543 . Bibcode : 2010A&A...518L.130S. doi : 10.1051/0004-6361/201014574. S2CID  6461181. L130.
  107. ^ Кэмпбелл, Б.; и др. (1985). «О наклонении внесолнечных планетарных орбит». Публикации Астрономического общества Тихого океана . 97 : 180–182. Bibcode :1985PASP...97..180C. doi : 10.1086/131516 .
  108. ^ 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 .
  109. ^ Мэсси, Джеральд (2001). Древний Египет: Свет Мира . Adamant Media Corporation. ISBN 978-1-60206-086-9.
  110. ^ Олкотт, Уильям Тайлер (1911). Звездные предания всех времен: собрание мифов, легенд и фактов о созвездиях Северного полушария. Сыновья Г. П. Патнэма. Bibcode : 1911slaa.book.....O. ISBN 978-0-7873-1096-7.
  111. ↑ Хоулдинг, Дебора (декабрь 2005 г.). "Lyra: The Lyre". Sktscript . Получено 4 ноября 2007 г. .
  112. ^ Куницш, Пауль (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.
  113. ^ Хоутсма, М.Т.; и др. (1987). Первая энциклопедия ислама Э. Дж. Брилла, 1913–36 . Том. VII. Э. Дж. Брилл. п. 292.
  114. ^ Gingerich, O. (1987). «Зооморфные астролябии и внедрение арабских названий звезд в Европу». Annals of the New York Academy of Sciences . 500 (1): 89–104. Bibcode : 1987NYASA.500...89G. doi : 10.1111/j.1749-6632.1987.tb37197.x. S2CID  84102853.
  115. ^ Смит, С. Перси (1919). «Отечество полинезийцев – арийские и полинезийские точки соприкосновения». Журнал полинезийского общества . 28 : 18–20.
  116. ^ 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.
  117. ^ "天文教育資訊網" [AEEA (Деятельность выставок и образования в области астрономии)] (на китайском языке). 3 июля 2006 г. Архивировано из оригинала 21 мая 2011 г. Получено 6 января 2019 г.
  118. ^ Вэй, Лиминг и др. (2005). Китайские фестивали . Китайская межконтинентальная пресса. ISBN 978-7-5085-0836-8.
  119. ^ Киппакс, Джон Роберт (1919). Зов звезд: популярное введение в знание звездного неба с его романтикой и легендами. Сыновья Г. П. Патнэма.
  120. ^ Бойс, Мэри (1996). История зороастризма, том первый: Ранний период . Нью-Йорк: EJ Brill. ISBN 978-90-04-08847-4.
  121. ^ Хамахер, Дуэйн В.; и др. (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.
  122. ^ Стэнбридж, Уильям Эдвард (1857). «Об астрономии и мифологии аборигенов Виктории». Труды Философского института Виктории . 2 : 137. Bibcode : 1857PPIVT...2..137S.
  123. ^ "ŚB 11.16.27". vedabase.io . Получено 29 марта 2021 г. .
  124. ^ Тайсон, Дональд и др. (1993). Три книги оккультной философии . Llewellyn Worldwide. ISBN 978-0-87542-832-1.
  125. ^ Агриппа, Генрих Корнелий (1533). Оккультная философия . БРИЛЛ. ISBN 978-90-04-09421-5.
  126. ^ "WH Auden – A Summer Night (to Geoffrey Hoyland)" . Получено 6 января 2019 г. .
  127. ^ Фроммерт, Хартмут. "Вега, Альфа Лиры". SEDS. Архивировано из оригинала 24 октября 2007 г. Получено 2 ноября 2007 г.
  128. ↑ Staff (20 мая 2005 г.). «Средства запуска – Vega». Европейское космическое агентство . Получено 12 ноября 2007 г.
  129. ^ Румерман, Джуди (2003). «Lockheed Vega и ее пилоты». Комиссия по летной истории США. Архивировано из оригинала 18 октября 2007 г. Получено 12 ноября 2007 г.

Внешние ссылки

На Викискладе есть медиафайлы по теме Вега .