Вега - Vega

Эта статья про звезду. Для использования в других целях см. Вега (значения).
Вега
Vega в lyra.svg
Расположение Веги в созвездии Лира
Данные наблюдений
Эпоха J2000.0       Равноденствие J2000.0
СозвездиеЛира
Произношение/ˈvяɡə/[1][2][3] или же /ˈveɪɡə/[2]
Прямое восхождение18час 36м 56.33635s[4]
Склонение+38° 47′ 01.2802″[4]
Видимая величина  (V)+0.026[5] (−0.02…+0.07[6])
Характеристики
Эволюционный этапОсновная последовательность
Спектральный типA0 Va[7]
U − B индекс цвета0.00[8]
B − V индекс цвета0.00[8]
Тип переменнойДельта Скути[6]
Астрометрия
Радиальная скорость (Рv)−13.9 ± 0.9[9] км / с
Правильное движение (μ) РА: 200.94[4] мас /год
Декабрь: 286.23[4] мас /год
Параллакс (π)130.23 ± 0.36[4] мас
Расстояние25.04 ± 0.07 лы
(7.68 ± 0.02 ПК )
Абсолютная величина  (MV)+0.582[10]
Подробности
Масса2.135 ± 0.074[11] M☉
Радиус2.362 × 2.818[11] р☉
Яркость40.12 ± 0.45[11] L☉
Поверхностная гравитация (бревнограмм)4.1 ± 0.1[12] cgs
Температура9,602 ± 180[13] (8,152–10 060 К)[11][примечание 1] K
Металличность [Fe / H]−0.5[13] dex
Скорость вращения (v грехя)20.48 ± 0.11[11] км / с
Возраст455 ± 13[11] Myr
Прочие обозначения
Wega,[14] Люцида Лиры,[15] Альфа Лиры, α Лиры, 3 Лиры, BD +38°3238, GCTP  4293.00, HD  172167, ГДж  721, БЕДРО  91262, HR  7001, LTT  15486, SAO  67174,[16]
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

Вега самый яркий звезда на севере созвездие из Лира. Он имеет Обозначение Байера α Лиры, который Латинизированный к Альфа Лиры и сокращенно Альфа Лир или же α Lyr. Эта звезда относительно близко всего в 25 световых лет от солнце, и вместе с Арктур и Сириус, одна из самых ярких звезд в окрестностях Солнца. Это пятая по яркости звезда в ночное небо, и вторая по яркости звезда в северное небесное полушарие, после Арктур.

Вегу активно изучали астрономы, поэтому ее назвали «возможно, следующей по значимости звездой в небе после Солнца».[17] Вега была северный Полярная звезда около 12000 г. до н.э. и будет таковым снова около 13 727 г., когда его склонение будет + 86 ° 14 ′.[18] Вега была первой звездой, кроме Солнца. сфотографировал и первым, кто получил свой спектр записано.[19][20] Это была одна из первых звезд, расстояние до которой было оценено через параллакс измерения. Vega использовалась в качестве основы для калибровки фотометрический шкала яркости и была одной из звезд, используемых для определения нулевая точка для Фотометрическая система УБВ.

Возраст Веги составляет всего лишь одну десятую возраста Солнца, но, поскольку она в 2,1 раза массивнее, ее ожидаемая продолжительность жизни также составляет одну десятую времени жизни Солнца; обе звезды в настоящее время приближаются к середине своей продолжительности жизни. Вега имеет необычно низкое содержание элементов с более высоким содержанием атомный номер чем у гелий.[13] Вега также переменная звезда это немного отличается по яркости. это вращающийся быстро со скоростью 236 км / с на экваторе. Это заставляет экватор выпирать наружу из-за центробежный эффектов, и, как следствие, происходит изменение температуры по всей звездной фотосфера что достигает максимума на полюсах. С Земли Вега наблюдается со стороны одного из этих полюсов.[21]

На основании наблюдаемого избыточного выброса инфракрасный излучения, Вега, кажется, имеет околозвездный диск из пыль. Эта пыль, вероятно, является результатом столкновений между объектами на орбите. диск мусора, что аналогично Пояс Койпера в Солнечная система.[22] Звезды, у которых наблюдается избыток инфракрасного излучения из-за выброса пыли, называются звездами типа Веги.[23]

Номенклатура

Вега - самая яркая звезда в созвездии Лиры.

α Лиры (Латинизированный к Альфа Лиры) является звездным Обозначение Байера. Традиционное название Вега (ранее Wega[14]) происходит от нечеткой транслитерации арабский слово wāqi ‘ что означает "падение" или "приземление" через фразу ан-наср аль-ваки ‘, "падающий орел".[24] В 2016 г. Международный астрономический союз организовал Рабочая группа по звездным именам (WGSN)[25] каталогизировать и стандартизировать имена собственные для звезд. Первый бюллетень WGSN за июль 2016 г.[26] включена таблица первых двух групп имен, утвержденных WGSN; который включал Вега для этой звезды. Теперь он внесен в Каталог звездных имен IAU.[27]

Наблюдение

В Летний треугольник

Вегу часто можно увидеть возле зенит в середине северного широты вечером в Северное полушарие летом.[28] Из средних южных широт его можно увидеть низко над северным горизонтом во время Южное полушарие зима. С склонение + 38,78 °, Вегу можно увидеть только на широтах к северу от 51 ° ю.ш.. Поэтому нигде он вообще не поднимается. Антарктида 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 полуночи. кульминация когда он пересекает меридиан в это время.[29]

Маленькие белые диски, представляющие северные звезды на черном фоне, наложенные кругом, показывающим положение северного полюса во времени
Путь северного полюса мира среди звезд из-за прецессии. Вега - яркая звезда внизу

Каждую ночь положение звезд меняется по мере вращения Земли. Однако, когда звезда расположена вдоль оси вращения Земли, она остается в том же положении и поэтому называется звездой. Полярная звезда. Направление оси вращения Земли постепенно меняется со временем в процессе, известном как прецессия равноденствий. Полный цикл прецессии требует 25 770 лет,[30] в течение этого времени полюс вращения Земли следует по круговой траектории через небесная сфера что проходит рядом с несколькими выдающимися звездами. В настоящее время полярная звезда Полярная звезда, но около 12000 г. до н.э. полюс был направлен всего в пяти градусах от Веги. В результате прецессии полюс снова пройдет около Веги около 14000 г. н.э.[31] Вега - самая яркая из следующих подряд звезд северного полюса.[14]

Эта звезда лежит в вершина широко разнесенных астеризм называется Летний треугольник, который состоит из Веги и двух звезд первой величины Альтаир, в Aquila, и Денеб в Лебедь.[28] Это образование примерно по форме прямоугольный треугольник, с расположенной на ее прямой угол. Летний треугольник узнаваем в северном небе, потому что в его окрестностях есть несколько других ярких звезд.[32]

История наблюдений

Астрофотография Веги

Астрофотография, то фотография небесных объектов, началось в 1840 году, когда Джон Уильям Дрейпер сделал снимок Луна с использованием дагерротип процесс. 17 июля 1850 года Вега стала первой звездой (кроме Солнца), которую сфотографировали, когда ее сфотографировал Уильям Бонд и Джон Адамс Уиппл на Обсерватория Гарвардского колледжа, также с дагерротипом.[14][19][33] Генри Дрейпер сделал первую фотографию звездного спектр в августе 1872 года, когда он сделал снимок Веги, он также стал первым человеком, который показал линии поглощения в спектре звезды.[20] Подобные линии уже были обнаружены в спектре Солнца.[34] В 1879 г. Уильям Хаггинс использовал фотографии спектров Веги и подобных звезд, чтобы идентифицировать набор из двенадцати «очень сильных линий», которые были общими для этой категории звезд. Позже они были идентифицированы как линии от водорода Серия Бальмера.[35] С 1943 г. спектр Эта звезда служила одной из стабильных точек привязки, по которой классифицируются другие звезды.[36]

Расстояние до Веги можно определить, измерив ее сдвиг параллакса на фоне звезд, как земной шар вращается вокруг Солнца. Первым, кто опубликовал параллакс звезды, был Фридрих Г. В. фон Струве, когда он объявил стоимость 0,125 угловой секунды (0.125″) для Vega.[37] Фридрих Бессель скептически относился к данным Струве, и, когда Бессель опубликовал параллакс 0,314 ″ для звездной системы 61 Лебедь Струве пересмотрел свое значение параллакса Веги почти вдвое по сравнению с первоначальной оценкой. Это изменение поставило под сомнение данные Струве. Таким образом, большинство астрономов того времени, включая Струве, приписывали Бесселю первый опубликованный результат параллакса. Однако первоначальный результат Струве был фактически близок к принятому в настоящее время значению 0,129 ″,[38][39] как определено Hipparcos спутник астрометрии.[4][40][41]

Яркость звезды, видимой с Земли, измеряется стандартизированным логарифмическая шкала. Этот кажущаяся величина - числовое значение, значение которого уменьшается с увеличением яркости звезды. Самые тусклые звезды, видимые невооруженным глазом, имеют шестую величину, а самые яркие звезды на ночном небе - Сириус, имеет величину -1,46. Чтобы стандартизировать шкалу звездных величин, астрономы выбрали Вегу, чтобы представить нулевую звездную величину на всех длинах волн. Таким образом, в течение многих лет Vega использовалась в качестве основы для калибровки абсолютного фотометрический шкалы яркости.[42] Однако это уже не так, поскольку нулевая точка видимой звездной величины теперь обычно определяется в терминах конкретной численно указанной поток. Такой подход более удобен для астрономов, поскольку Vega не всегда доступна для калибровки и различается по яркости.[43]

В Фотометрическая система УБВ измеряет величину звезд через ультрафиолетовый, синий и желтый фильтры, производящие U, B, и V значения соответственно. Вега - одна из шести Звезды A0V которые использовались для установки начальных средних значений для этой фотометрической системы, когда она была представлена ​​в 1950-х годах. Средние величины этих шести звезд были определены как: U − B = B − V = 0. Фактически, шкала звездных величин откалибрована таким образом, чтобы величина этих звезд была одинаковой в желтой, синей и ультрафиолетовой частях изображения. электромагнитный спектр.[44] Таким образом, Vega имеет относительно плоский электромагнитный спектр в видимой области - диапазон длин волн 350–850. нанометры, большинство из которых можно увидеть человеческим глазом, поэтому плотности потока примерно равны; 2,000–4,000 Jy.[45] Однако плотность потока Веги быстро падает в инфракрасный, и рядом 100 Ян в 5 микрометры.[46]

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

Вега стала первой одиночкой звезда главной последовательности за пределами Солнца, который, как известно, является источником рентгеновского излучения, когда в 1979 году его наблюдали с помощью рентгеновского телескопа, который был запущен на Аэроби 350 из Ракетный полигон Белых Песков.[53] В 1983 году Вега стала первой звездой, у которой был обнаружен пылевой диск. В Инфракрасный астрономический спутник (IRAS) обнаружил избыток инфракрасного излучения, исходящего от звезды, и это было приписано энергии, испускаемой вращающейся пылью, когда она нагревалась звездой.[54]

Физические характеристики

Веги спектральный класс A0V, что делает его белым с синим оттенком главная последовательность звезда, которая есть сплавление водород к гелий в своей основе. Поскольку более массивные звезды используют свое термоядерное топливо быстрее, чем более мелкие, время жизни Веги на главной последовательности составляет примерно один миллиард лет, что составляет десятую часть солнечного.[55] Нынешний возраст этой звезды составляет около 455 миллионов лет,[11] или примерно до половины ожидаемой общей продолжительности жизни главной последовательности. После выхода из основной последовательности Vega станет классом M. красный гигант и потерял большую часть своей массы, наконец став белый Гном. В настоящее время Vega имеет более чем вдвое большую массу[21] Солнца и его болометрическая светимость примерно в 40 раз больше Солнца. Поскольку он быстро вращается и виден почти на полюсе, его видимая светимость, рассчитанная при условии одинаковой яркости во всем, примерно в 57 раз больше солнечной.[12] Если Vega переменная, то это может быть Тип Дельта Щит с периодом около 0,107 суток.[47]

Большая часть энергии, производимой в ядре Веги, генерируется углеродно-азотно-кислородным циклом (Цикл CNO ), а термоядерная реакция процесс, сочетающий протоны образовывать ядра гелия через промежуточные ядра углерода, азота и кислорода. Этот процесс становится доминирующим при температуре около 17 миллионов К,[56] которая немного выше, чем внутренняя температура Солнца, но менее эффективна, чем солнечная протон-протонная цепная реакция реакция синтеза. Цикл CNO очень чувствителен к температуре, что приводит к зона конвекции о ядре[57] это равномерно распределяет «пепел» от реакции синтеза внутри области ядра. Атмосфера выше радиационное равновесие. Это в отличие от Солнца, которое имеет зона излучения с центром на ядре с вышележащей зоной конвекции.[58]

Поток энергии от Vega был точно измерен относительно стандартных источников света. В 5480 Å, плотность потока равна 3,650 Ян с погрешностью 2%.[59] В визуальном спектре Веги преобладают линии поглощения водорода; конкретно водородом Серия Бальмера с электрон при n = 2 главное квантовое число.[60][61] Линии других элементов относительно слабые, самый сильный из которых ионизирован. магний, утюг, и хром.[62] В рентгеновский снимок излучение от Веги очень низкое, что свидетельствует о том, что корона ибо эта звезда должна быть очень слабой или отсутствовать.[63] Однако, поскольку полюс Веги обращен к Земле, а полярный корональная дыра может присутствовать,[53][64] Подтверждение того, что корона является вероятным источником рентгеновских лучей, обнаруженных с Веги (или области, очень близкой к Веге), может быть трудным, поскольку большая часть любых корональных рентгеновских лучей не будет испускаться вдоль луча зрения.[64][65]

С помощью спектрополяриметрия, а магнитное поле был обнаружен на поверхности Веги группой астрономов на Observatoire du Pic du Midi. Это первое подобное обнаружение магнитного поля на звезде спектрального класса А, не являющейся звездой. Ap химически пекулярная звезда. Средняя лучевая компонента этого поля имеет силу −0.6 ± 0.3 грамм.[66] Это сопоставимо со средним магнитным полем на Солнце.[67] Сообщается, что магнитное поле Веги составляет примерно 30 гаусс, по сравнению с примерно 1 гаусс у Солнца.[53] В 2015 году яркие звездные пятна были обнаружены на поверхности звезды - первое такое обнаружение для нормальной звезды A-типа, и эти детали свидетельствуют о том, что вращательная модуляция с периодом 0,68 суток.[68]

Вращение

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

Когда радиус Веги был измерен с высокой точностью с помощью интерферометр, это привело к неожиданно большой оценочной стоимости 2.73 ± 0.01 раз радиус Солнца. Это на 60% больше, чем радиус звезды Сириус, в то время как звездные модели показали, что он должен быть только примерно на 12% больше. Однако это несоответствие можно объяснить, если Вега - это быстро вращающаяся звезда, на которую смотреть со стороны ее полюса вращения. Наблюдения CHARA массив 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. На верхнем уровне оценок вращение скорость для Веги равна 236,2 ± 3,7 км / с[11] вдоль экватора, намного выше наблюдаемого (т.е. прогнозируемый ) скорость вращения, потому что Vega видна почти с полюса. Это 88% скорости, при которой звезда начнет разваливаться. центробежный последствия.[11] Это быстрое вращение Веги создает выраженную экваториальную выпуклость, поэтому радиус экватора на 19% больше полярного. (Предполагаемый полярный радиус этой звезды составляет 2.362 ± 0.012 солнечные радиусы, а экваториальный радиус 2.818 ± 0.013 солнечные радиусы.[11]) С Земли на эту выпуклость смотрят со стороны ее полюса, что дает оценку слишком большого радиуса.

Местный поверхностная сила тяжести на полюсах больше, чем на экваторе, что приводит к изменению эффективная температура над звездой: полярная температура близка 10,000 K, а экваториальная температура около 8,152 К.[11] Эта большая разница температур между полюсами и экватором создает сильную гравитационное затемнение эффект. Если смотреть с полюсов, это приводит к более темному краю (меньшей интенсивности), чем обычно можно было бы ожидать от сферически-симметричной звезды. Температурный градиент также может означать, что у Веги есть зона конвекции вокруг экватора,[12][70] в то время как остальная часть атмосферы, вероятно, будет почти чистой радиационное равновесие.[71] Посредством Теорема фон Зейпеля, местная светимость выше на полюсах. В результате, если смотреть на Вегу в плоскости ее экватор вместо почти полюсного освещения, общая яркость будет ниже.

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

Изобилие элементов

В астрономии элементы с более высоким атомные номера чем гелий называют «металлами». В металличность Веги фотосфера составляет всего около 32% от содержания тяжелых элементов в атмосфере Солнца.[заметка 3] (Сравните это, например, с трехкратным содержанием металличности у аналогичной звезды Сириус по сравнению с Солнцем.) Для сравнения, на Солнце содержание элементов тяжелее гелия составляет около ZSol = 0.0172±0.002.[73] Таким образом, с точки зрения содержания только около 0,54% Веги состоит из элементов тяжелее гелия.

Необычайно низкая металличность Vega делает его слабым Звезда Lambda Boötis.[74][75] Однако причина существования таких химически своеобразных, спектральный класс Звезды A0-F0 остаются неясными. Одна возможность состоит в том, что химическая особенность может быть результатом распространение или потеря массы, хотя звездные модели показывают, что это обычно происходит только ближе к концу жизни звезды, сжигающей водород. Другая возможность состоит в том, что звезда образовалась из межзвездная среда газа и пыли, которые были необычайно бедны металлами.[76]

Наблюдаемое отношение гелия к водороду в Веге равно 0.030±0.005, что примерно на 40% ниже Солнца. Это может быть вызвано исчезновением гелия. зона конвекции у поверхности. Передача энергии вместо этого выполняется радиационный процесс, что может вызывать аномалию численности из-за диффузии.[77]

Кинематика

В радиальная скорость Веги - составляющая движения этой звезды по линии прямой видимости на Землю. Движение от Земли приведет к смещению света от Веги к более низкому. частота (к красному) или к более высокой частоте (к синему), если движение направлено к Земле. Таким образом, скорость может быть измерена по величине сдвига спектра звезды. Точные измерения этого синее смещение дать значение −13,9 ± 0,9 км / с.[9] Знак минус указывает на относительное движение к Земле.

Движение поперек луча зрения заставляет Вегу смещаться относительно более далеких звезд фона. Тщательное измерение положения звезды позволяет это угловое движение, известное как собственное движение, подлежит расчету. Собственное движение Веги 202,03 ± 0,63 милли-угловые секунды (мас.) в год в прямое восхождение - небесный эквивалент долгота -и 287,47 ± 0,54 масс / год в склонение, что эквивалентно изменению широта. Чистое собственное движение Веги равно 327,78 мас. / Год,[78] что приводит к угловому перемещению на градус каждые 11000 лет.

в Галактическая система координат, то космическая скорость компоненты Vega равны (U, V, W) = (-16,1 ± 0,3, -6,3 ± 0,8, -7,7 ± 0,3) км / с, для чистой объемной скорости 19 км / с.[79] Радиальная составляющая этой скорости - в направлении Солнца - равна −13,9 км / с, а поперечная скорость равна 9,9 км / с. Хотя Вега в настоящее время является только пятой по яркости звездой на ночном небе, звезда медленно становится ярче, поскольку собственное движение заставляет ее приближаться к Солнцу.[80] Вега приблизится примерно через 264000 лет на перигелий расстояние 13,2 св. лет (4,04 шт.).[81]

Судя по кинематическим свойствам этой звезды, она принадлежит к звездной ассоциации, называемой Castor Moving Group. Однако Vega может быть намного старше этой группы, поэтому членство остается неопределенным.[11] В этой группе около 16 звезд, в том числе Альфа-Весы, Альфа Цефей, Кастор, Фомальгаут и Вега. Все члены группы движутся примерно в одном направлении с одинаковыми космические скорости. Принадлежность к движущейся группе подразумевает общее происхождение этих звезд в открытый кластер это с тех пор стало гравитационно несвязанным.[82] Предполагаемый возраст этой движущейся группы составляет 200 ± 100 миллионов лет, и они имеют среднюю объемную скорость 16,5 км / с.[примечание 4][79]

Возможная планетная система

Средний инфракрасный (24 мкм) изображение диск мусора вокруг Веги

Инфракрасный избыток

Один из первых результатов Инфракрасный астрономический спутник (IRAS) было открытием избыточный инфракрасный поток исходящий от Веги, сверх того, что можно было бы ожидать от одной только звезды. Это превышение измерялось при длины волн из 25, 60 и 100 мкм, и пришел из углового радиуса 10 угловых секунд (10″) с центром на звезде. На измеренном расстоянии от Веги это соответствовало действительному радиусу 80 астрономические единицы (AU), где AU - это средний радиус орбиты Земли вокруг Солнца. Было высказано предположение, что это излучение исходит от поля вращающихся по орбите частиц размером порядка миллиметра, так как все, что меньше, в конечном итоге будет удалено из системы под действием радиационного давления или втянутым в звезду посредством Пойнтинг – Робертсон дрэг.[83] Последнее является результатом радиационного давления, создающего эффективную силу, которая противодействует орбитальному движению частицы пыли, заставляя ее вращаться по спирали внутрь. Этот эффект наиболее ярко проявляется для крошечных частиц, которые находятся ближе к звезде.[84]

Последующие измерения Vega при 193 мкм показали более низкий, чем ожидалось, поток для предполагаемых частиц, предполагая, что они должны быть порядка 100 мкм или менее. Чтобы поддерживать такое количество пыли на орбите вокруг Веги, потребуется постоянный источник пополнения. Предложенный механизм удержания пыли представлял собой диск из сросшихся тел, которые находились в процессе коллапса, образуя планету.[83] Модели, приспособленные к распределению пыли вокруг Веги, показывают, что это 120 AU-радиус кругового диска при взгляде почти с полюса. Кроме того, в центре диска имеется отверстие радиусом не менее 80 AU.[85]

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

Диски для мусора

К 2005 г. Космический телескоп Спитцера получил инфракрасные изображения с высоким разрешением пыли вокруг Веги. Было показано, что он простирается до 43 дюймов (330 AU) на длине волны 24 мкм, 70″ (543 AU) в 70 мкм и 105″ (815 AU) в 160 мкм. Было обнаружено, что эти гораздо более широкие диски имеют круглую форму и не содержат комков с размером частиц пыли от 1 до50 мкм по размеру. Предполагаемая общая масса этой пыли составляет 3×10−3 раз масса Земли. Производство пыли потребует столкновений между астероидами в популяции, соответствующей Пояс Койпера вокруг Солнца. Таким образом, пыль, скорее всего, создается диск мусора вокруг Веги, а не от протопланетный диск как считалось ранее.[22]

Представление художника о недавнем массовом столкновении карликовая планета -размерные объекты, которые могли способствовать образованию пылевого кольца вокруг Веги

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

Наблюдения, сначала с Интерферометр испытательного стенда Palomar к Дэвид Чиарди и Жерар ван Белль в 2001[86] а затем позже подтвердил CHARA массив в Mt. Уилсоном в 2006 году и Инфракрасный оптический телескоп в Mt. Хопкинса в 2011 году,[87] обнаружили свидетельства наличия внутренней пылевой полосы вокруг Веги. Исходя из 8 AU звезды, это экзозодиакальная пыль может свидетельствовать о динамических возмущениях внутри системы.[88] Это может быть вызвано интенсивной бомбардировкой кометы или же метеоры, и может свидетельствовать о существовании планетной системы.[89]

Возможные планеты

Наблюдения Джеймс Клерк Максвелл телескоп в 1997 г. обнаружил «продолговатую яркую центральную область» с максимальным размером 9 дюймов (70 AU) к северо-востоку от Веги. Предполагалось, что это либо возмущение пылевого диска планета или же орбитальный объект, окруженный пылью. Однако изображения Телескоп Кека исключил спутника до величины 16, которая соответствовала бы телу, масса которого более чем в 12 раз превышает массу Юпитера.[90] Астрономы на Объединенный астрономический центр на Гавайях и в UCLA предположил, что изображение может указывать на планетную систему, которая все еще находится в стадии формирования.[91]

Определить природу планеты было непросто; в статье 2002 г. выдвигается гипотеза, что сгустки вызваны примерно Планета масс Юпитер на эксцентрической орбите. Пыль будет собираться на орбитах, резонансы среднего движения с этой планетой, где их орбитальные периоды образуют целые доли с периодом планеты, производя в результате комковатость.[92]

Вид художника на планету вокруг Веги

В 2003 году была выдвинута гипотеза, что эти сгустки могут быть вызваны примерно Нептун -массовая планета, имеющая мигрировал от 40 до 65 Австралия более 56 миллионов лет,[93] орбита, достаточно большая, чтобы позволить образование меньшего скалистые планеты ближе к Веге. Миграция этой планеты, вероятно, потребует гравитационного взаимодействия со второй планетой с большей массой на меньшей орбите.[94]

Используя коронограф на Телескоп субару на Гавайях в 2005 году астрономы смогли еще больше ограничить размер планеты, вращающейся вокруг Веги, до не более чем в 5–10 раз больше массы Юпитера.[95] Проблема возможных комков в диске для мусора была вновь рассмотрена в 2007 году с использованием более новых и более чувствительных приборов на Интерферометр Плато де Бюре. Наблюдения показали, что кольцо обломков гладкое и симметричное. Не было обнаружено никаких доказательств наличия пятен, о которых сообщалось ранее, что ставит под сомнение гипотезу о гигантской планете.[96] Гладкая структура была подтверждена в последующих наблюдениях Hughes et al. (2012)[97] и Космический телескоп Гершеля.[98]

Хотя планету вокруг Веги еще не наблюдали напрямую, нельзя исключать наличие планетной системы. Таким образом, могло быть меньше, планеты земной группы движется по орбите ближе к звезде. В склонность планетных орбит вокруг Веги, вероятно, будет близко совмещен с экваториальный самолет этой звезды.[99]

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

Этимология и культурное значение

Смотрите также: Летний треугольник, Звезды в астрологии § Вега, и Вега в художественной литературе

Считается, что название произошло от арабский срок Аль-Неср аль-Ваки النسر الواقع который появился в Аль-Ахсаси аль-Муаккет звездный каталог и был переведен на латинский в качестве Vultur Cadens, "падающий орел / стервятник".[100][примечание 6] Созвездие было представлено в виде стервятника в древний Египет,[101] и как орел или стервятник в древняя Индия.[102][103] Затем арабское имя появилось в западный мир в Таблицы Альфонсин,[104] которые были составлены между 1215 и 1270 годами по приказу Альфонсо Икс.[105] Средневековый астролябии Англии и западная Европа использовал имена Wega и Alvaca, изобразил его и Альтаир как птицы.[106]

Среди северных Полинезийский люди, Вега была известна как Whetu o te tau, год звезды. В течение определенного периода истории это означало начало их нового года, когда земля была подготовлена ​​для посадки. Со временем эта функция стала обозначаться Плеяды.[107]

В Ассирийцы назвал эту полярную звезду Даян-тот же «Судья небесный», а в Аккадский это была Тир-анна, «Небесная жизнь». В Вавилонская астрономия Вега, возможно, была одной из звезд по имени Дилган, «Посланник Света». К древние греки созвездие Лиры образовалось из арфы Орфей, с Vega в качестве ручки.[15] Для Римская империя начало осени зависело от часа, в который Вега зашла за горизонт.[14]

В Китайский, 織女 (Чжи Н), смысл Ткачая девушка (астеризм), относится к астеризму, состоящему из Веги, ε Лиры и ζ1 Лиры.[108] Следовательно, китайское имя для Веги это 織女 一 (Чжи Нǚ Йи, Английский: Первая звезда ткачества)[109] В Китайская мифология, есть история любви Qixi (七夕), в котором Ниуланг (牛郎, Альтаир ) и его двое детей (β Aquilae и γ Aquilae ) разлучены со своей матерью Жинью (織女, лит. «ткачиха», Вега), которая на дальнем берегу реки, Млечный Путь.[110] Однако один день в году в седьмой день седьмого месяца Китайский лунно-солнечный календарь, сороки Сделайте мост, чтобы Нюланг и Чжинью снова могли быть вместе для короткой встречи. Японский Танабата фестиваль, на котором Вега известна как Орихиме (織 姫), также основан на этой легенде.[111]

В Зороастризм Вега иногда ассоциировалась с Ванант, второстепенным божеством, имя которого означает «победитель».[112]

Коренные Boorong люди северо-запада Виктория назвал это как Ниллоан,[113] "летающий Заем ".[114]

В Индуистский мифология, Вега называется Абхиджит и упоминается в Махабхарата Вана Парва (Глава 230, стихи 8–11).[нужна цитата ] Достижения современной астрономии показали, что Вега действительно была полярной звездой около 13000 г. до н.э. и станет таковой снова около 12000 г. н.э. в результате прецессия равноденствий. Были проведены дальнейшие исследования, и это событие было проанализировано Нилеш Оаком на основе использования астрономических расчетов в его книге о датировании Махабхараты.[115]

Средневековый астрологи считал Вегу одним из Бегенские звезды[116] и связал это с хризолит и зимний чабер. Корнелиус Агриппа перечислил свои каббалистический знак Agrippa1531 Vulturcadens.png под Vultur cadens, дословный латинский перевод арабского имени.[117] Средневековые звездные карты также перечисляли альтернативные имена этой звезды: Ваги, Вагие и Века.[29]

W.H. Оден Поэма 1933 года "Летняя ночь (Джеффри Хойланду) "[118] знаменитая фраза начинается с куплета: «Я лежу на лужайке в постели / Вега наверху».

Vega стала первой звездой, в честь которой французы назвали машину Facel Vega линейка автомобилей с 1954 г., а затем и в Америке, Chevrolet запустил Вега в 1971 г.[119] Другие автомобили, названные в честь Веги, включают ЕКА Вега система запуска[120] и Локхид Вега самолет.[121]

Примечания

  1. ^ Полярная температура около 2,000 K выше, чем на экваторе из-за быстрого вращения Веги
  2. ^ Из Кокс, Артур Н., изд. (1999). Астрофизические качества Аллена (4-е изд.). Нью-Йорк: Springer-Verlag. п. 382. ISBN  978-0-387-98746-0.:
    Mболт = −2,5 журнал L/L☉ + 4.74,
    куда Mболт это болометрическая величина, L - светимость звезды, а L☉ это солнечная светимость. А Mболт изменение ± 0,03 дает
    Mболт2 − Mболт1 = 0,03 = 2,5 журнала L1/L2
    за
    L1/L2 = 100.03/2.5 ≈ 1.028,
    или изменение яркости ± 2,8%.
  3. ^ Для металличности -0,5 доля металлов относительно Солнца определяется выражением
    .
    Видеть: Маттеуччи, Франческа (2001). Химическая эволюция галактики. Библиотека астрофизики и космических наук. 253. Springer Science & Business Media. п. 7. ISBN  978-0792365525.
  4. ^ Компоненты объемной скорости в Галактическая система координат являются: U =−10.7±3.5, V =−8.0±2.4, W =−9.7±3,0 км / с. UVW - это Декартова система координат, Итак Евклидово расстояние формула применяется. Следовательно, чистая скорость равна
    Видеть: Брюс, Питер С. (2015). Вводная статистика и аналитика: перспектива повторной выборки. Джон Вили и сыновья. п. 20. ISBN  978-1118881330.
  5. ^ Солнце появилось бы в диаметрально противоположных координатах от Веги при α =6час 36м 56.3364s, δ = −38 ° 47 ′ 01.291 ″, что находится в западной части Колумбии. Визуальная величина определяется выражением [оригинальное исследование? ]
  6. ^ То есть стервятник на земле со сложенными крыльями (Эдвард Уильям Лейн, Арабско-английский лексикон).

Рекомендации

  1. ^ "Вега". Оксфордский словарь английского языка (Интернет-ред.). Издательство Оксфордского университета. (Подписка или членство участвующего учреждения требуется.)
  2. ^ а б "Вега". Словарь Merriam-Webster.
  3. ^ Куницш, Пауль; Смарт, Тим (2006). Словарь современных звездных имен: краткое руководство по 254 звездным именам и их производным (2-е изд.). Кембридж, Массачусетс: Sky Pub. ISBN  978-1-931559-44-7.
  4. ^ а б c d е ж ван Леувен, Ф. (ноябрь 2007 г.). «Подтверждение нового сокращения Hipparcos». Астрономия и астрофизика. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007 A&A ... 474..653V. Дои:10.1051/0004-6361:20078357. S2CID  18759600.
  5. ^ Bohlin, R.C .; Гиллиланд, Р. Л. (2004). "Абсолютная спектрофотометрия Веги космическим телескопом Хаббл от дальнего ультрафиолета до инфракрасного". Астрономический журнал. 127 (6): 3508–3515. Bibcode:2004AJ .... 127.3508B. Дои:10.1086/420715.
  6. ^ а б Samus, N. N .; Дурлевич, О. В .; и другие. (2009). "Онлайн-каталог данных VizieR: Общий каталог переменных звезд (Samus + 2007–2013)". Онлайн-каталог данных VizieR: B / GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat .... 102025S. 1: 02025. Bibcode:2009yCat .... 102025S.
  7. ^ Gray, R.O .; Corbally, C.J .; Гаррисон, Р. Ф .; McFadden, M. T .; Робинсон, П. Э. (2003). «Вклад в проект по ближайшим звездам (NStars): Спектроскопия звезд до M0 в пределах 40 парсеков: северный образец I». Астрономический журнал. 126 (4): 2048. arXiv:Astro-ph / 0308182. Bibcode:2003AJ .... 126.2048G. Дои:10.1086/378365. S2CID  119417105.
  8. ^ а б Дукати, Дж. Р. (2002). "Онлайн-каталог данных VizieR: Каталог звездной фотометрии в 11-цветной системе Джонсона". CDS / ADC Коллекция электронных каталогов. 2237. Bibcode:2002yCat.2237 .... 0D.
  9. ^ а б Эванс, Д. С. (20–24 июня 1966 г.). «Пересмотр Общего каталога радиальных скоростей». Материалы симпозиума МАС № 30. Определение радиальных скоростей и их применения. 30. Лондон, Англия. п. 57. Bibcode:1967IAUS ... 30 ... 57E.
  10. ^ Гейтвуд, Джордж (2008). «Астрометрические исследования Альдебарана, Арктура, Веги, Гиад и других регионов». Астрономический журнал. 136 (1): 452–460. Bibcode:2008AJ .... 136..452G. Дои:10.1088/0004-6256/136/1/452.
  11. ^ а б c d е ж грамм час я j k л Юн, Джинми; и другие. (Январь 2010 г.). «Новый взгляд на состав, массу и возраст Веги». Астрофизический журнал. 708 (1): 71–79. Bibcode:2010ApJ ... 708 ... 71Y. Дои:10.1088 / 0004-637X / 708/1/71.
  12. ^ а б c d Aufdenberg, J.P .; и другие. (2006). «Первые результаты из массива CHARA: VII. Интерферометрические измерения Веги с длинной базой, согласующиеся с полюсом, быстро вращающейся звездой?». Астрофизический журнал. 645 (1): 664–675. arXiv:astro-ph / 0603327. Bibcode:2006ApJ ... 645..664A. Дои:10.1086/504149. S2CID  13501650.
  13. ^ а б c Кинман, Т .; и другие. (2002). "Определение Tэфф для бедных металлом звезд A-типа с использованием звездных величин V и 2MASS J, H и K ". Астрономия и астрофизика. 391 (3): 1039–1052. Bibcode:2002 A&A ... 391.1039K. Дои:10.1051/0004-6361:20020806.
  14. ^ а б c d е Аллен, Ричард Хинкли (1963). Имена звезд: их история и значение. Courier Dover Publications. ISBN  978-0-486-21079-7.
  15. ^ а б Кендалл, Э. Отис (1845). Уранография: Или, Описание Небес; Предназначен для академиков и школ; В сопровождении Атласа Небес. Филадельфия: Издательство Оксфордского университета.
  16. ^ Сотрудники. "V * alf Lyr - Переменная звезда". SIMBAD. Получено 2007-10-30.—Используйте опцию «отображать все измерения» для отображения дополнительных параметров.
  17. ^ Гулливер, Остин Ф .; и другие. (1994). «Вега: быстро вращающаяся полюсная звезда». Астрофизический журнал. 429 (2): L81 – L84. Bibcode:1994ApJ ... 429L..81G. Дои:10.1086/187418.
  18. ^ "Расчет Стеллариум версия приложения 0.10.2 ". Получено 2009-07-28.
  19. ^ а б Баргер, М. Сьюзен; и другие. (2000) [Впервые опубликовано в 1991 году]. Дагерротип: технология девятнадцатого века и современная наука. JHU Press. п. 88. ISBN  978-0-8018-6458-2.
  20. ^ а б Баркер, Джордж Ф. (1887). "На мемориальных фотографиях Генри Дрейпера звездных спектров". Труды Американского философского общества. 24: 166–172.
  21. ^ а б Петерсон, Д. М .; и другие. (2006). «Вега - быстро вращающаяся звезда». Природа. 440 (7086): 896–899. arXiv:Astro-ph / 0603520. Bibcode:2006Натура.440..896П. Дои:10.1038 / природа04661. PMID  16612375. S2CID  533664.
  22. ^ а б c Su, K. Y. L .; и другие. (2005). "Диск Vega Debris: сюрприз от Spitzer". Астрофизический журнал. 628 (1): 487–500. arXiv:astro-ph / 0504086. Bibcode:2005ApJ ... 628..487S. Дои:10.1086/430819. S2CID  18898968.
  23. ^ а б Песня, Инсок; и другие. (2002). "Звезды типа Веги M". Астрономический журнал. 124 (1): 514–518. arXiv:Astro-ph / 0204255. Bibcode:2002AJ .... 124..514S. Дои:10.1086/341164. S2CID  3450920.
  24. ^ Глассе, Сирил (2008). Новая энциклопедия ислама. Справочная, информационная и междисциплинарная серия предметов (3-е изд.). Роуман и Литтлфилд. п. 75. ISBN  978-0-7425-6296-7.
  25. ^ «Рабочая группа IAU по звездным именам (WGSN)». Международный астрономический союз. Получено 22 мая 2016.
  26. ^ "Бюллетень рабочей группы МАС по звездным именам, № 1" (PDF). IAU Division C: Education, Outreach and Heritage (WGSN). Июль 2016. Получено 28 июля 2016.
  27. ^ "Каталог звездных имен МАС". IAU Division C: Education, Outreach and Heritage (WGSN). 21 августа 2016 г.. Получено 28 июля 2016.
  28. ^ а б Пасачофф, Джей М. (2000). Полевой путеводитель по звездам и планетам (4-е изд.). Полевые гиды Houghton Mifflin. ISBN  978-0-395-93431-9.
  29. ^ а б Бернем, Роберт Дж. Р. (1978). Небесный справочник Бёрнема: Путеводитель наблюдателя по Вселенной за пределами Солнечной системы. 2. Courier Dover Publications. ISBN  978-0-486-23568-4.
  30. ^ Чайкин, Андрей Л. (1990). Битти, Дж. К .; Петерсен, К. С. (ред.). Новая солнечная система (4-е изд.). Кембридж, Англия: Издательство Кембриджского университета. ISBN  978-0-521-64587-4.
  31. ^ Рой, Арчи Э .; и другие. (2003). Астрономия: принципы и практика. CRC Press. ISBN  978-0-7503-0917-2.
  32. ^ Упгрен, Артур Р. (1998). У ночи тысяча глаз: невооруженный взгляд на небо, его науку и знания. Основные книги. Bibcode:1998nhte.book ..... U. ISBN  978-0-306-45790-6.
  33. ^ Холден, Эдвард С .; и другие. (1890). «Фотографии Венеры, Меркурия и Альфы Лиры при дневном свете». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 2 (10): 249–250. Bibcode:1890PASP .... 2..249H. Дои:10.1086/120156.
  34. ^ «Спектроскопия и рождение астрофизики». Инструменты космологии. Американский институт физики. Получено 2007-11-15.
  35. ^ Хентшель, Клаус (2002). Составление карты спектра: методы визуального представления в исследованиях и обучении. Издательство Оксфордского университета. ISBN  978-0-19-850953-0.
  36. ^ Гаррисон, Р. Ф. (декабрь 1993 г.). «Якорные точки для системы спектральной классификации МК». Бюллетень Американского астрономического общества. 25: 1319. Bibcode:1993AAS ... 183.1710G.
  37. ^ Берри, Артур (1899). Краткая история астрономии. Нью-Йорк: Сыновья Чарльза Скрибнера. ISBN  978-0-486-20210-5.
  38. ^ Дебарба, Сюзанна (1988). «Первые успешные попытки определения звездных параллаксов в свете соответствия Бесселя и Струве». Картографирование неба: прошлое наследие и будущие направления. Springer. ISBN  978-90-277-2810-4.
  39. ^ Аноним (28.06.2007). «Первые измерения параллакса». Astroprof. Получено 2007-11-12.
  40. ^ Perryman, M.A.C .; и другие. (1997). "Каталог Hipparcos". Астрономия и астрофизика. 323: L49 – L52. Bibcode:1997A & A ... 323L..49P.
  41. ^ Перриман, Майкл (2010). Создание величайшей звездной карты в истории. Вселенная астрономов. Гейдельберг: Springer-Verlag. Bibcode:2010mhgs.book ..... P. Дои:10.1007/978-3-642-11602-5. ISBN  978-3-642-11601-8.
  42. ^ Гарфинкль, Роберт А. (1997). Прыжок по звездам: ваша виза для просмотра Вселенной. Издательство Кембриджского университета. ISBN  978-0-521-59889-7.
  43. ^ Кокран, А. Л. (1981). «Спектрофотометрия с самосканирующей решеткой кремниевых фотодиодов. II - Звезды вторичного стандарта». Серия дополнений к астрофизическому журналу. 45: 83–96. Bibcode:1981ApJS ... 45 ... 83C. Дои:10.1086/190708.
  44. ^ Johnson, H.L .; и другие. (1953). «Фундаментальная звездная фотометрия для эталонов спектрального класса по переработанной системе спектрального атласа Йеркса». Астрофизический журнал. 117: 313–352. Bibcode:1953ApJ ... 117..313J. Дои:10.1086/145697.
  45. ^ Уолш, Дж. (06.03.2002). "Альфа Лиры (HR7001)". Оптические и УФ-спектрофотометрические стандартные звезды. ESO. Архивировано из оригинал на 2007-02-09. Получено 2007-11-15.- поток в зависимости от длины волны для Веги.
  46. ^ МакМахон, Ричард Г. (23 ноября 2005 г.). «Заметки о Веге и величинах» (Текст). Кембриджский университет. Получено 2007-11-07.
  47. ^ а б Ферни, Дж. Д. (1981). «О вариативности Веги». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 93 (2): 333–337. Bibcode:1981PASP ... 93..333F. Дои:10.1086/130834.
  48. ^ Gautschy, A .; и другие. (1995). «Звездные пульсации на диаграмме ЧСС: Часть 1». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 33 (1): 75–114. Bibcode:1995ARA & A..33 ... 75G. Дои:10.1146 / annurev.aa.33.090195.000451.
  49. ^ И.А., Васильев; и другие. (1989-03-17). «Об изменчивости Веги». Комиссия 27 I.A.U. Получено 2007-10-30.
  50. ^ Хейс, Д. С. (24–29 мая 1984 г.). «Звездные абсолютные потоки и распределения энергии от 0,32 до 4,0 мкм». Материалы симпозиума, Калибровка фундаментальных звездных величин. Калибровка фундаментальных звездных величин. 111. С. 225–252. Bibcode:1985IAUS..111..225H.
  51. ^ Грей, Раймонд (2007). «Проблемы с Вегой». Будущее фотометрической, спектрофотометрической и поляриметрической стандартизации, Серия конференций ASP, Труды конференции, состоявшейся 8–11 мая 2006 г. в Бланкенберге, Бельгия. 364: 305–. Bibcode:2007ASPC..364..305G.
  52. ^ Бутковская, Варвара (2011). «Долгосрочная изменчивость Веги». Astronomische Nachrichten. 332 (9–10): 956–960. Bibcode:2011АН .... 332..956Б. Дои:10.1002 / asna.201111587.
  53. ^ а б c Топка, К .; и другие. (1979). «Обнаружение мягких рентгеновских лучей от Alpha Lyrae и Eta Bootis с помощью рентгеновского телескопа». Астрофизический журнал. 229: 661. Bibcode:1979ApJ ... 229..661T. Дои:10.1086/157000.
  54. ^ Харви, Пол Э .; и другие. (1984). «О дальних инфракрасных лучах Веги». Природа. 307 (5950): 441–442. Bibcode:1984Натура.307..441H. Дои:10.1038 / 307441a0. S2CID  4330793.
  55. ^ Mengel, J. G .; и другие. (1979). «Звездная эволюция от главной последовательности нулевого возраста». Серия дополнений к астрофизическому журналу. 40: 733–791. Bibcode:1979ApJS ... 40..733M. Дои:10.1086/190603.—Со страниц 769–778: для звезд в диапазоне 1.75 < M < 2.2, 0,2 и 0.004 < Z < 0.01, звездные модели дают возрастной диапазон (0.43 – 1.64) × 109 лет между присоединением звезды к главной последовательности и переходом к ветви красных гигантов. Однако с массой, близкой к 2,2, интерполированный возраст для Веги меньше миллиарда.
  56. ^ Саларис, Маурицио; и другие. (2005). Эволюция звезд и звездных популяций. Джон Уайли и сыновья. п.120. ISBN  978-0-470-09220-0.
  57. ^ Браунинг, Мэтью; и другие. (2004). «Моделирование конвекции ядра во вращающихся звездах A-типа: дифференциальное вращение и превышение». Астрофизический журнал. 601 (1): 512–529. arXiv:астро-ph / 0310003. Bibcode:2004ApJ ... 601..512B. Дои:10.1086/380198. S2CID  16201995.
  58. ^ Падманабхан, Тану (2002). Теоретическая астрофизика. Издательство Кембриджского университета. ISBN  978-0-521-56241-6.
  59. ^ Oke, J. B .; и другие. (1970). «Абсолютное спектральное распределение энергии альфы Лиры». Астрофизический журнал. 161: 1015–1023. Bibcode:1970ApJ ... 161.1015O. Дои:10.1086/150603.
  60. ^ Ричмонд, Майкл. «Уравнение Больцмана». Рочестерский технологический институт. Получено 2007-11-15.
  61. ^ Клейтон, Дональд Д. (1983). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза. Издательство Чикагского университета. ISBN  978-0-226-10953-4.
  62. ^ Михельсон, Э. (1981). «Звездные спектры альфа Лиры и бета Ориона в ближнем ультрафиолетовом диапазоне». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 197: 57–74. Bibcode:1981МНРАС.197 ... 57М. Дои:10.1093 / mnras / 197.1.57.
  63. ^ Шмитт, Дж. Х. М. М. (1999). «Короны на звездах солнечного типа». Астрономия и астрофизика. 318: 215–230. Bibcode:1997A & A ... 318..215S.
  64. ^ а б Вайана, Г. С. (1980). А. К. Дюпри (ред.). "Звездные короны - Обзор звездного обзора Эйнштейна / CFA In: Холодные звезды, звездные системы и Солнце". Специальный отчет SAO. 389 (389): 195–215. Bibcode:1980САОСР.389..195В.
  65. ^ Munro, R.H .; и другие. (Май 1977 г.). «Физические свойства полярной корональной дыры от 2 до 5 солнечных радиусов». Астрофизический журнал. 213 (5): 874–86. Bibcode:1977ApJ ... 213..874M. Дои:10.1086/155220.
  66. ^ Lignières, F .; и другие. (2009). «Первое свидетельство наличия магнитного поля на Веге». Астрономия и астрофизика. 500 (3): L41 – L44. arXiv:0903.1247. Bibcode:2009 А и А ... 500 л .. 41 л. Дои:10.1051/0004-6361/200911996. S2CID  6021105.
  67. ^ Персонал (26 июля 2009 г.). "Магнитное поле на яркой звезде Веге". Science Daily. Получено 2009-07-30.
  68. ^ Böhm, T .; и другие. (Май 2015 г.). «Открытие звездных пятен на Веге. Первое спектроскопическое обнаружение поверхностных структур на нормальной звезде A-типа». Астрономия и астрофизика. 577: 12. arXiv:1411.7789. Bibcode:2015A & A ... 577A..64B. Дои:10.1051/0004-6361/201425425. S2CID  53548120. A64.
  69. ^ "Пресс-релиз NOAO от 06-03: У быстро вращающейся звезды Веги крутой темный экватор".
  70. ^ Персонал (10 января 2006 г.). "У Быстро вращающейся звезды Веги крутой темный экватор". Национальная оптическая астрономическая обсерватория. Получено 2007-11-18.
  71. ^ Адельман, Сол Дж. (8–13 июля 2004 г.). «Физические свойства нормальных А-звезд». Головоломка A-Star (PDF). Труды Международного астрономического союза. 2004. Попрад, Словакия. С. 1–11. Bibcode:2004IAUS..224 .... 1A. Дои:10.1017 / S1743921304004314. Получено 2007-11-22.
  72. ^ Квирренбах, Андреас (2007). «Увидеть поверхности звезд». Наука. 317 (5836): 325–326. Дои:10.1126 / science.1145599. PMID  17641185. S2CID  118213499.
  73. ^ Antia, H.M .; и другие. (2006). «Определение солнечного обилия с помощью гелиосейсмологии». Астрофизический журнал. 644 (2): 1292–1298. arXiv:Astro-ph / 0603001. Bibcode:2006ApJ ... 644.1292A. Дои:10.1086/503707. S2CID  15334093.
  74. ^ Renson, P .; и другие. (1990). "Каталог кандидатов Lambda Bootis". Bulletin d'Information du Centre de Données Stellaires. 38: 137–149. Bibcode:1990BICDS..38..137R.- Запись HD 172167 на стр. 144.
  75. ^ Qiu, H.M .; и другие. (2001). "Паттерны изобилия Сириуса и Веги". Астрофизический журнал. 548 (2): 77–115. Bibcode:2001ApJ ... 548..953Q. Дои:10.1086/319000.
  76. ^ Мартинес, Питер; и другие. (1998). "Пульсирующая лямбда Bootis star HD 105759". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 301 (4): 1099–1103. Bibcode:1998МНРАС.301.1099М. Дои:10.1046 / j.1365-8711.1998.02070.x.
  77. ^ Adelman, Saul J .; и другие. (1990). "Анализ элементарного изобилия обычной на первый взгляд звезды А Веги". Астрофизический журнал, часть 1. 348: 712–717. Bibcode:1990ApJ ... 348..712A. Дои:10.1086/168279.
  78. ^ Маевски, Стивен Р. (2006). "Звездные движения". Университет Вирджинии. Архивировано из оригинал на 2012-01-25. Получено 2007-09-27.- Чистое собственное движение определяется:
    куда и компоненты собственного движения в R.A. и склонение соответственно, и это склонение.
  79. ^ а б Баррадо-и-Navascues, Д. (1998). «Движущаяся группа Castor. Эпоха Фомальгаута и ВЕГА». Астрономия и астрофизика. 339: 831–839. arXiv:Astro-ph / 9905243. Bibcode:1998A & A ... 339..831B.
  80. ^ Моултон, Лесной Луч (1906). Введение в астрономию. Компания Macmillan. п.502.
  81. ^ Бейлер-Джонс, К. А. Л. (март 2015 г.). «Близкие встречи звездного рода». Астрономия и астрофизика. 575: 13. arXiv:1412.3648. Bibcode:2015A & A ... 575A..35B. Дои:10.1051/0004-6361/201425221. S2CID  59039482. A35.
  82. ^ Инглис, Майк (2003). Руководство наблюдателя по звездной эволюции: рождение, жизнь и смерть звезд. Springer. ISBN  978-1-85233-465-9.
  83. ^ а б Харпер, Д. А .; и другие. (1984). «О природе окружающего ВЕГА материала». Астрофизический журнал, часть 1. 285: 808–812. Bibcode:1984ApJ ... 285..808H. Дои:10.1086/162559.
  84. ^ Робертсон, Х. П. (Апрель 1937 г.). «Динамические эффекты излучения в Солнечной системе». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 97 (6): 423–438. Bibcode:1937МНРАС..97..423Р. Дои:10.1093 / минрас / 97.6.423.
  85. ^ Dent, W. R. F .; и другие. (2000). «Модели пылевых структур вокруг звезд с Вега-избытком». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 314 (4): 702–712. Bibcode:2000МНРАС.314..702Д. Дои:10.1046 / j.1365-8711.2000.03331.x.
  86. ^ Ciardi, David R .; и другие. (2001). "О размерах Веги в ближнем инфракрасном диапазоне". Астрофизический журнал. 559 (1): 237–244. arXiv:Astro-ph / 0105561. Bibcode:2001ApJ ... 559.1147C. Дои:10.1086/322345. S2CID  15898697.
  87. ^ Defrère, D .; и другие. (2011). «Горячая экзозодиакальная пыль рассосалась вокруг Веги с помощью IOTA / IONIC». Астрономия и астрофизика. 534: A5. arXiv:1108.3698. Bibcode:2011A & A ... 534A ... 5D. Дои:10.1051/0004-6361/201117017. S2CID  8291382.
  88. ^ Absil, O .; и другие. (2006). «Околозвездный материал во внутренней системе Веги, обнаруженный CHARA / FLUOR». Астрономия и астрофизика. 452 (1): 237–244. arXiv:Astro-ph / 0604260. Bibcode:2006A & A ... 452..237A. Дои:10.1051/0004-6361:20054522. S2CID  2165054.
  89. ^ Жиро-Рим, Марион (лето 2006 г.). "Звездная пыль Веги". Международный журнал CNRS. Получено 2007-11-19.
  90. ^ Holland, Wayne S .; и другие. (1998). «Субмиллиметровые изображения пыльных обломков вокруг ближайших звезд». Природа. 392 (6678): 788–791. Bibcode:1998Натура.392..788H. Дои:10.1038/33874. S2CID  4373502.
  91. ^ Персонал (1998-04-21). «Астрономы открывают возможные новые солнечные системы, формирующиеся вокруг ближайших звезд Вега и Фомальгаут». Объединенный астрономический центр. Архивировано из оригинал на 2008-12-16. Получено 2007-10-29.
  92. ^ Wilner, D .; и другие. (2002). «Строение в пыльных обломках вокруг Веги». Астрофизический журнал. 569 (2): L115 – L119. arXiv:Astro-ph / 0203264. Bibcode:2002ApJ ... 569L.115W. Дои:10.1086/340691. S2CID  36818074.
  93. ^ Вятт, М. (2003). "Резонансный захват планетезималей миграцией планет: скопления обломков диска и сходство Веги с Солнечной системой". Астрофизический журнал. 598 (2): 1321–1340. arXiv:Astro-ph / 0308253. Bibcode:2003ApJ ... 598.1321W. Дои:10.1086/379064. S2CID  10755059.
  94. ^ Gilchrist, E .; и другие. (2003-12-01). «Новое свидетельство существования солнечной планетной системы вокруг ближайшей звезды». Королевская обсерватория, Эдинбург. Получено 2007-10-30.
  95. ^ Ито, Йоичи; и другие. (2006). «Коронографический поиск внесолнечных планет вокруг ε Эри и Веги». Астрофизический журнал. 652 (2): 1729–1733. arXiv:astro-ph / 0608362. Bibcode:2006ApJ ... 652.1729I. Дои:10.1086/508420. S2CID  119542260.
  96. ^ Piétu, V .; и другие. (Июль 2011 г.). «Высокочувствительный поиск сгустков в поясе Койпера Веги. Новые наблюдения PdBI 1,3 мм». Астрономия и астрофизика. 531: L2. arXiv:1105.2586. Bibcode:2011A & A ... 531L ... 2P. Дои:10.1051/0004-6361/201116796. S2CID  55674804.
  97. ^ Хьюз, А. Мередит; и другие. (2012). «Подтверждение в первую очередь гладкой структуры диска обломков Веги на миллиметровых длинах волн». Астрофизический журнал. 750 (1): 82. arXiv:1203.0318. Bibcode:2012ApJ ... 750 ... 82H. Дои:10.1088 / 0004-637X / 750/1/82. S2CID  118553890. 82.
  98. ^ Sibthorpe, B .; и другие. (2010). «Диск обломков Веги: взгляд из Гершеля». Астрономия и астрофизика. 518: L130. arXiv:1005.3543. Bibcode:2010A&A ... 518L.130S. Дои:10.1051/0004-6361/201014574. S2CID  6461181. L130.
  99. ^ Кэмпбелл, B .; и другие. (1985). «О наклонении внесолнечных планетных орбит». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 97: 180–182. Bibcode:1985PASP ... 97..180C. Дои:10.1086/131516.
  100. ^ Кнобель, Э. Б. (июнь 1895 г.). "Аль-Ахсаси Аль-Муаккет, в каталоге звезд Календаря Мохаммада Аль-Ахсаси Аль-Муаккета". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 55 (8): 429–438. Bibcode:1895МНРАС..55..429К. Дои:10.1093 / минрас / 55.8.429.
  101. ^ Мэсси, Джеральд (2001). Древний Египет: свет миру. Адамант Медиа Корпорация. ISBN  978-1-60206-086-9.
  102. ^ Олкотт, Уильям Тайлер (1911). Звездные предания всех возрастов: сборник мифов, легенд и фактов о созвездиях северного полушария. Г.П. Сыновья Патнэма. Bibcode:1911slaa.book ..... O. ISBN  978-0-7873-1096-7.
  103. ^ Хоулдинг, Дебора (декабрь 2005 г.). "Лира: Лира". Sktscript. Получено 2007-11-04.
  104. ^ Куницш, Пол (1986). «Звездный каталог, обычно прилагаемый к таблицам Альфонсина». Журнал истории астрономии. 17 (49): 89–98. Bibcode:1986JHA .... 17 ... 89K. Дои:10.1177/002182868601700202. S2CID  118597258.
  105. ^ Houtsma, M. Th .; и другие. (1987). Первая энциклопедия ислама Э. Дж. Брилла, 1913–1936 гг.. VII. E.J. Брилл. п. 292.
  106. ^ Гингерич, О. (1987). «Зооморфные астролябии и введение арабских названий звезд в Европе». Летопись Нью-Йоркской академии наук. 500 (1): 89–104. Bibcode:1987НЯСА.500 ... 89Г. Дои:10.1111 / j.1749-6632.1987.tb37197.x. S2CID  84102853.
  107. ^ Смит, С. Перси (1919). «Отечество полинезийцев - арийские и полинезийские точки соприкосновения». Журнал полинезийского общества. 28: 18–20.
  108. ^ 陳久 金 (2005). 中國 星座 神話.五 南 圖書 出 Version 股份有限公司. ISBN  978-986-7332-25-7.
  109. ^ "天文 教育 資訊 網" [AEEA (Выставочная и образовательная деятельность в области астрономии)] (на китайском языке). 2006-07-03. Получено 2019-01-06.
  110. ^ Вэй, Лиминг; и другие. (2005). Китайские фестивали. Китайская межконтинентальная пресса. ISBN  978-7-5085-0836-8.
  111. ^ Киппакс, Джон Роберт (1919). Зов звезд: популярное введение в познание звездного неба с их романами и легендами. Сыновья Дж. П. Патнэма.
  112. ^ Бойс, Мэри (1996). История зороастризма, том первый: Ранний период. Нью-Йорк: Э. Дж. Брилл. ISBN  978-90-04-08847-4.
  113. ^ Hamacher, Duane W .; и другие. (2010). "Аборигенные австралийские записи о большом извержении Eta Carinae". Журнал астрономической истории и наследия. 13 (3): 220–34. arXiv:1010.4610. Bibcode:2010JAHH ... 13..220H.
  114. ^ Стэнбридж, Уильям Эдвард (1857). «Об астрономии и мифологии аборигенов Виктории». Труды Философского института Виктории. 2: 137. Bibcode:1857ППИВТ ... 2..137С.
  115. ^ Nilesh Nilkanth Oak (июнь 2011 г.). Когда произошла война Махабхараты?: Тайна Арундхати. Danphe Incorporated. ISBN  978-0-9830344-0-7.
  116. ^ Тайсон, Дональд; и другие. (1993). Три книги оккультной философии. Llewellyn Worldwide. ISBN  978-0-87542-832-1.
  117. ^ Агриппа, Генрих Корнелиус (1533). De Occulta Philosophia. ISBN  978-90-04-09421-5.
  118. ^ "У. Х. Оден - Летняя ночь (Джеффри Хойланду)". Получено 2019-01-06.
  119. ^ Фроммерт, Хартмут. "Вега, Альфа Лиры". САСЫ. Архивировано из оригинал на 2007-10-24. Получено 2007-11-02.
  120. ^ Персонал (20.05.2005). «Ракеты-носители - Вега». Европейское космическое агентство. Получено 2007-11-12.
  121. ^ Румерман, Джуди (2003). «Локхид Вега и его пилоты». Комиссия США по случаю столетия полетов. Архивировано из оригинал на 2007-10-18. Получено 2007-11-12.

внешняя ссылка

Координаты: Карта неба 18час 36м 56.3364s, +38° 47′ 01.291″