Vega

Vega
Tähti

Kuva Spitzer-teleskoopista
Vega lyrassa ru.svg
Havaintotiedot
( Epoch J2000.0 )
Tyyppi single [1]
oikea ylösnousemus 18 h  36 min  56,34 s [2]
deklinaatio +38° 47′ 1,28″ [2]
Etäisyys 7,67 ± 0,03 kpl
Näennäinen magnitudi ( V ) 0,03 [5]
tähdistö Lyra
Astrometria
 Radiaalinen nopeus ( Rv ) −20,6 ± 0,2 km/s [6]
Oikea liike
 • oikea ylösnousemus 201,85 ± 0,14 mas/vuosi [3]
 • deklinaatio 285,46 ± 0,13 mas/vuosi [3]
Parallaksi  (π) 128,2±0,8mas [3]
Absoluuttinen magnitudi  (V) 0,582 [3]
Spektriominaisuudet
Spektriluokka A0Va [7]
Väriindeksi
 •  B−V 0
 •  U−B 0
vaihtelua mahdollisesti δ Shield [8]
fyysiset ominaisuudet
Paino 2,135 ± 0,074 M☉ [4]
Säde 2,818 ± 0,013 R☉ [4]
Ikä 455 ± 13 Ma [4]
Lämpötila 9550 ± 125 K [9]
Kirkkaus 40,12 ± 0,45 L☉ [4]
metallisuus −0,41 [9]
Kierto v = 236 ± 4 km/s [4]
v sin( i ) = 20,48 ± 0,11 km/s [4]
Osa alkaen Kesä-syksy-kolmio ja Castorin liikkuva tähtiryhmä [10]
Koodit luetteloissa

SAO 67174 , 2MASS J18365633+3847012, HD 172167, HIP 91262 , HR 7001 , IRAS 18352+3844, GJ 721 , GJ 721.0 , α Lyr, ADS 11510 A , AG+38 1711 , ASCC 507896 , BD+38 3238, CCDM J18369 + 3847A , CEL 4636 , CSI + 383238 1 , CSV 101745 , EUVE J1836 + 38.7 _IRC +40322 , JP11 2999 , LSPM J1836 +3847 , LTT 15486 , N30 4138 , NLTT 46746 , NSV 11128 , PLX 4293 , PLX 4293.00 , PMC 90-93 496 , PPM 81558 , RAFGL 2208 2070-1, UBV 15842 , UBV M 23118 , uvby98 100172167 V , alf Lyr , WDS J18369+3846A , Zkh 277 , uvby98 100172167 , HGAM 100172167 , HGAM 17016

Tietoa tietokannoista
SIMBAD *alf Lyr
Tietoja Wikidatasta  ?
 Mediatiedostot Wikimedia Commonsissa

Vega ( α Lyra, α Lyr ) on Lyran tähdistön kirkkain tähti , viidenneksi kirkkain tähti yötaivaalla ja toinen ( Arcturuksen jälkeen ) pohjoisella pallonpuoliskolla, kolmanneksi kirkkain tähti ( Siriuksen ja Arcturuksen jälkeen), joka voi Venäjällä ja lähiulkomailla . _ Vega sijaitsee 25,3 valovuoden etäisyydellä Auringosta ja on yksi lähialueensa kirkkaimmista tähdistä (jopa 10 parsekin etäisyydellä ).

Etymologia

Nimi "Vega" (Wega [11] , myöhemmin - Vega) tulee sanan waqi ("putoaminen") likimääräisestä translitteraatiosta ilmauksesta arabi. النسر الواقع ‎ (an-nasr al-wāqi'), joka tarkoittaa "putoavaa kotkaa" [12] tai "putoavaa korppikotkaa" [13] . Lyyran tähdistöä esitettiin korppikotkana muinaisessa Egyptissä [14] ja kotkana tai korppikotkana muinaisessa Intiassa [15] [16] . Arabialainen nimi tuli eurooppalaiseen kulttuuriin sen jälkeen, kun sitä käytettiin tähtitieteellisissä taulukoissa , jotka kehitettiin vuosina 1215-1270 Alfonso X :n [17] määräyksestä . Todennäköisesti Vegan ja koko tähdistön yhdistämisellä petolintuun oli mytologinen perusta antiikissa, mutta tämä myytti unohdettiin ja korvattiin myöhemmällä legendalla Zeuksen jumalan leijasta , joka varasti nymfi Kampan ruumiin titaani Briareus, ja hänen isäntänsä asetti tämän palveluksen taivaaseen [18] .

Tärkeimmät ominaisuudet

Vega, jota tähtitieteilijät joskus kutsuvat "luultavasti tärkeimmäksi tähdeksi auringon jälkeen", on tällä hetkellä tutkituin tähti yötaivaalla [19] . Vega oli ensimmäinen tähti (Auringon jälkeen), joka valokuvattiin [20] ja myös ensimmäinen tähti, jonka emissiospektri määritettiin [21] . Lisäksi Vega oli yksi ensimmäisistä tähdistä, joihin etäisyys määritettiin parallaksimenetelmällä [22] . Vegan kirkkaus pidettiin pitkään nollana mitattaessa tähtien magnitudeja , eli se oli vertailupiste ja yksi kuudesta tähdestä, jotka ovat UBV-fotometrian ( tähtien säteilyn mittaaminen eri spektrialueilla) asteikon taustalla. 23] .

Vega on suhteellisen nuori tähti, jolla on aurinkoon verrattuna alhainen metallisuus , eli vähän heliumia  raskaampia alkuaineita [24] . Vega on mahdollisesti muuttuva tähti , vaikka tätä ei ole todistettu. Mahdollinen syy vaihteluun on sisätilojen epävakaus [25] .

Vega pyörii erittäin nopeasti akselinsa ympäri. Päiväntasaajalla pyörimisnopeus todennäköisesti ylittää 230 km/s [4] . Vertailun vuoksi: pyörimisnopeus Auringon päiväntasaajalla on hieman yli kaksi kilometriä sekunnissa ( 7284 km/h). Vega pyörii sata kertaa nopeammin ja on siksi muotoiltu vallankumouksen ellipsoidiksi . Sen fotosfäärin lämpötila ei ole tasainen: korkein lämpötila on tähden napalla, minimilämpötila sen päiväntasaajalla . Tällä hetkellä Vegaa havaitaan maasta lähes napalta, ja siksi se näyttää olevan kirkas sinivalkoinen tähti.

Vegan infrapunasäteilyn voimakkuuden perusteella , joka on paljon korkeampi kuin sen teoriassa pitäisi olla, tutkijat päättelivät, että Vegan ympärillä on pölylevy, joka pyörii sen ympärillä ja jota lämmittää tähden säteily. Tämä levy muodostui todennäköisesti asteroidien tai komeettojen kappaleiden törmäyksen seurauksena. Samanlainen pölylevy aurinkokunnassa liittyy Kuiperin vyöhykkeeseen [26] [27] .

Vega on prototyyppi niin sanotuista "infrapunatähtistä" - tähdistä, joissa on pöly- ja kaasulevy, joka säteilee infrapunaspektrissä tähden energian vaikutuksesta. Näitä tähtiä kutsutaan " Vega-kaltaisiksi tähdiksi " [28] .

Äskettäin Vegan kiekossa on paljastettu epäsymmetriaa, mikä viittaa siihen, että Vegan lähellä voi olla ainakin yksi planeetta , jonka koko voi olla suunnilleen verrattavissa Jupiterin kokoon [29] [30] .

Opiskeluhistoria

Yksi tähtitieteen haaroista  - astrovalokuvaus eli taivaankappaleiden kuvaaminen teleskooppien kautta - alkoi kehittyä vuodesta 1840 lähtien , jolloin tähtitieteilijä John William Draper kuvasi Kuuta dagerrotypialla [31] . Ensimmäinen valokuvattu tähti oli Vega. Yöllä 16. ja 17. heinäkuuta 1850 ensimmäinen valokuva tähdestä otettiin Harvard Collegen observatoriossa [20] [32] . Vuonna 1872 Henry Draper otti ensimmäiset ( auringon jälkeen ) valokuvat Vegan spektristä ja näytti ensimmäistä kertaa absorptioviivat tässä spektrissä [21] .

Vuonna 1879 William Huggins käytti valokuvia Vegan ja 12 muun samanlaisen tähden spektristä tunnistaakseen "kaksitoista vahvaa viivaa", jotka ovat yhteisiä tälle tähtiluokalle. Myöhemmin nämä linjat tunnistettiin vetylinjoiksi ( Balmer-sarja ) [33] .

Etäisyys Vegaan voidaan määrittää sen parallaksista suhteessa kiinteisiin tähtiin, kun maa liikkuu kiertoradalla Auringon ympäri. Vasily Struve määritti ensimmäisenä Vegan parallaksin vuonna 1837 . Käyttämällä 9 tuuman refraktoria ekvatoriaalisessa kiinnikkeessä ja Fraunhofer - filamenttimikrometriä , Struve sai arvon 0,125 kaarisekuntia [34] , joka on hyvin lähellä nykyaikaista arvoa. Mutta Friedrich Bessel , joka määritti etäisyyden tähteen 61 Cygni , suhtautui skeptisesti Struven löydöksiin, mikä sai hänet luopumaan alkuperäisestä arviostaan. Struve tarkisti näkökantansa ja uusien laskelmien jälkeen hän sai lähes kaksinkertaisen parallaksiarvon (0,2169±0,0254″) [34] . Näin ollen Struven saamat tiedot hyväksyttiin virheellisiksi, ja Besseliä pidetään ensimmäisenä etäisyyden tähteen määrääjänä.

Vegan parallaksi on tällä hetkellä arviolta 0,129″ [35] [36] .

Kaikkien tähtien kirkkaus mitataan tavallisella logaritmisella asteikolla , ja mitä kirkkaampi tähti, sitä pienempi on sen suuruus . Paljaalla silmällä näkyvillä himmeimmillä tähdillä on kuudes magnitudi, kun taas yötaivaan kirkkaimman tähden Siriuksen kirkkaus on −1,47. Tämän mittakaavan lähtökohtana tähtitieteilijät päättivät aluksi valita Vegan: sen näennäinen kirkkaus otettiin " nollaksi " [37] [38] .

Niinpä useiden vuosien ajan tähtien magnitudit laskettiin Vegan kirkkaudesta. Vertailupiste on nyt määritelty uudelleen useilla muilla tähdillä. Visuaalisten havaintojen kannalta Vegaa voidaan kuitenkin edelleen pitää nollamagnitudin standardina: UBV - fotometrisen järjestelmän standardi V-kaistalla, joka on nykyään yleisin, Vegan magnitudi on 0,03 m , jota ei voi erottaa nollasta silmällä. [39] . Tässä fotometrisessa järjestelmässä tähtien kirkkautta määritettäessä käytetään kolmea valosuodatinta - ultravioletti ( eng. ultravioletti ), sininen ( eng. blue ) ja näkyvä ( eng. näkyvä ). Ne on merkitty kirjaimilla U, B ja V. Vega oli yksi kuudesta A0V-tähdestä, joita käytettiin tämän fotometrisen järjestelmän kehittämisessä . Kaikkien kolmen suodattimen magnitudit mitataan siten, että Vegan ja vastaavien valkoisten tähtien kohdalla ne ovat yhtä suuret: U = B = V [23] .    

Vegan fotometriset mittaukset 1920-luvulla osoittivat, että sen kirkkaus ei ole vakio, vaan vaihtelee hieman. Muutokset tähden kirkkaudessa olivat hyvin pieniä (±0,03 magnitudia), ja siksi silloisen liian epätäydellisen tekniikan vuoksi tähtitieteilijät eivät pitkään aikaan tienneet, oliko Vega muuttuva vai pysyvä tähti. Uusimmat mittaukset, suoritettu vuonna 1981 Observatoriossa . David Dunlap osoitti saman pienen muutoksen tähden kirkkaudessa kuin 1930-luvulla. Sen jälkeen kun Vegaa yritettiin liittää tiettyyn muuttuvien tähtien luokkaan, ehdotettiin, että Vega suorittaa epäsäännöllisiä matalaamplitudisia pulsaatioita, jotka ovat samanlaisia ​​kuin δ Scuti [8] .

Tämä on yksi muuttuvien tähtien luokista, joiden kirkkauden muutokset johtuvat niiden omista sykkeistä, jotka johtuvat tähden sisätilojen epävakaudesta [40] . Vegan vaihtelevuus on kuitenkin edelleen kiistanalainen, sillä muut tähtitieteilijät eivät ole havainneet mitään muutosta Vegan kirkkaudessa, vaikka kyseessä onkin tähtityyppi, jossa vaihtelua esiintyy. Siksi on erittäin todennäköistä, että Vegan kirkkauden muutoksen rekisteröinti epäonnistuminen johtuu laitteiston epätäydellisyydestä tai systemaattisista virheistä mittauksissa [25] [41] .

Vega on ensimmäinen tähti, joka on löytänyt pölylevyn . Tämän löydön teki vuonna 1983 Infrapuna-avaruusobservatorio ( IRAS ) [32] [42] .

Vuonna 2006 Vegan asfäärisyys löydettiin käyttämällä pitkän perusviivan optista interferometriaa [43] .

Havaintoehdot

Vega on tähti pohjoisella pallonpuoliskolla ja sen deklinaatio on tällä hetkellä +38°48'. Se voidaan nähdä pohjoisella ja eteläisellä pallonpuoliskolla 51 ° eteläiseen leveyspiiriin asti, eli melkein kaikkialla maailmassa paitsi Etelämantereella ja Etelä-Amerikan eteläosassa (etenkin tähti ei koskaan nouse Ushuaian kaupungissa ). 51° pohjoista leveyttä pohjoiseen. sh. Vega ei koskaan ylitä horisonttia , ja tästä syystä sitä havaitaan pohjoisen pallonpuoliskon korkeilla ja polaarisilla leveysasteilla ympäri vuoden. Vegan zeniittipiste kulkee suunnilleen Ateenan leveysasteella . Moskovan leveysasteella Vega ei ylitä horisonttia , mutta talvella sen tarkkailu on mahdollista vain aamulla tai illalla sen matalan sijainnin vuoksi horisontin yläpuolella. Venäjän eteläosassa (51 ° pohjoisen leveyspiirin eteläpuolella) Vega on piilotettu horisontin taakse, mutta ei putoa syvälle sen alle. [44]

Vega muodostaa yhdessä Denebin ja Altairin kanssa tunnetun asterismin " kesä-syksykolmio ", joka näkyy pohjoisella pallonpuoliskolla, päiväntasaajalla ja eteläisellä pallonpuoliskolla 45. leveyspiiriin asti . Keskimmäisillä pohjoisilla leveysasteilla ( 45° ja enemmän) sitä havaitaan ympäri vuoden, parhaiten myöhään keväällä , kesällä , syksyllä ja alkutalvella ( toukokuusta joulukuuhun ) . Talven toisella puoliskolla ja aikaisin keväällä ( tammikuusta huhtikuuhun ) Altair näytetään puolenyön jälkeen, joten voit nähdä asterismin kokonaisuudessaan vasta aamulla. Keskimmäisillä eteläisillä leveysasteilla Vega, kuten koko kesä-syksy-kolmio, näkyy talvella ja aikaisin keväällä ( kesäkuusta syyskuuhun ) .

Vega huipentuu tähtitieteellisellä keskiyöllä 1. heinäkuuta, jolloin se on oppositiossa Auringon kanssa. Juuri tähän aikaan luodaan parhaat olosuhteet Vegan tarkkailuun maasta [ 45] .

Ajan myötä Vegan pohjoisdeklinaatio kasvaa. Kun tähti lähestyy pohjoista taivaannapaa Maan precession seurauksena - noin 12 tuhannen vuoden kuluttua - Vegasta tulee pohjoisen pallonpuoliskon napatähti. Vega oli tällainen tähti 13 tuhatta vuotta eKr. e. ja tapahtuu vuonna 14 000 jKr. e. Tänä aikana Vega osoittaa suunnilleen pohjoiseen, ja näkymä taivaalle muuttuu dramaattisesti, ja sellaiset eteläiset tähtikuviot kuin Southern Cross , Centaurus , Mukha , Wolf ovat näkyvissä Harkovin leveysasteilla . Satatuhatta vuotta sitten taivaan kirkkain tähti oli Canopus, ja nyt se on Sirius, kun taas Vega on ollut ja tulee olemaan yksi taivaan kirkkaimmista tähdistä, ja tulevaisuudessa sen kirkkaus lisääntyy. Lisäksi kesä-syksyn kolmion toisen kirkkaan tähden Altairin loisto kasvaa myös tulevaisuudessa. [37]

Fyysiset ominaisuudet

Vega kuuluu spektrityyppiin A0V , eli se on valkoinen pääsarjatähti . Tähtien pääenergianlähde on lämpöydinreaktio , jossa heliumfuusio tapahtuu vedystä syvyyksissä korkeassa lämpötilassa. Koska massiiviset tähdet kuluttavat vetyä nopeammin kuin pienet tähdet, Vegan elinikä on (vuoden 1979 arvioiden mukaan) miljardi vuotta - kymmenen kertaa vähemmän kuin Auringon [46] : tähtien kehitysmallien mukaan 1,75<M<2,7 ; 0,2<Y<2,7; 0,004<Z<0,001 tähden pääsyn päätähtisarjaan ja sen siirtymisen välillä punaisten jättiläisten sivuhaaraan, kuluu 0,43-1,64⋅10 9 vuotta. Vegan massa on kuitenkin 2,2, joten Vegan ikä on alle miljardi vuotta.

Toisin kuin Auringossa, Vegan pääasiallinen energianlähde ei ole protoni-protonireaktio , vaan niin kutsuttu CNO-sykli heliumatomien synteesissä vetyatomeista väliaineiden - hiilen , typen ja hapen - avulla . Tämä vaatii 16 miljoonan kelvinin [47] lämpötilan, joka on korkeampi kuin Auringon  sisäosan lämpötila . Tämä menetelmä on tehokkaampi kuin protoni-protoni-reaktio. Kierto on erittäin herkkä lämpötilalle , lämmön poisto tähden keskustasta ei tapahdu säteilyllä, vaan konvektiolla [48] . Siksi Vegassa säteilykuljetusvyöhyke sijaitsee konvektiivisen vyöhykkeen yläpuolella , kun taas Auringossa se on päinvastoin [49] [50] [51] .

Vegan energiavirtaa on mitattu tarkasti eri tavoilla ja sitä käytetään referenssinä. Siten aallonpituudella 548 nm vuontiheys on 3650 Jy sallitulla virheellä 2 % [52] . Vegalla on suhteellisen tasainen sähkömagneettinen spektri spektrin näkyvällä alueella, 350-800 nanometriä, jossa vuontiheys on 2000-4000 Jy [53] . Spektrin infrapunaosassa vuontiheys on pieni ja on noin 100 Jy 5 mikrometrin aallonpituudella [54] . Tähden spektriä hallitsevat vedyn absorptioviivat [52] . Muiden elementtien linjat ovat suhteellisen heikkoja; Näistä vahvimmat ovat ionisoidun magnesiumin , raudan ja kromin linjat [55] .

Vegasta tuli ensimmäinen yksittäinen pääsarjatähti (muu kuin aurinko), jolla havaittiin röntgensäteily (vuonna 1979) [56] . Vegan säteily röntgenalueella on merkityksetöntä, mikä viittaa siihen, että Vegalla ei ole lainkaan koronaa tai se on erittäin heikkoa [57] .

Tähtien evoluutio

Vega muodostui 455±13 miljoonaa vuotta sitten [4] . Se on huomattavasti vanhempi kuin Sirius , jonka arvioidaan olevan 240 miljoonaa vuotta vanha. Ottaen huomioon Vegan suhteellisen korkea kirkkaus ( Aurinkoon verrattuna ), tutkijat ehdottavat, että Vegan elinikä pääsekvenssivaiheessa on noin miljardi vuotta, minkä jälkeen siitä tulee alajättiläinen ja lopulta punainen jättiläinen . Vegan evoluution viimeinen vaihe on sen kuorien irtoaminen ja muuttuminen valkoiseksi kääpiöksi . Vega ei voi tulla supernovaksi - tätä varten hänellä ei ole tarpeeksi massaa, jonka pitäisi olla vähintään 5 auringon massaa. Nykyisessä muodossaan Vega kestää noin 500 miljoonaa vuotta, kunnes vetypolttoaine loppuu . Toisin sanoen Vega on, kuten aurinko , elämänsä puolivälissä [8] [37] .

Kierto

Interferometristen tietojen mukaan Vegan säteen on arvioitu olevan 2,73 ± 0,01 Auringon säteestä , mikä on 60 % enemmän kuin Siriuksen säde . Vaikka teoreettisten laskelmien mukaan[ selventää ] sen pitäisi olla vain 12 % suurempi kuin Siriuksen säde.

Esitettiin, että tällainen poikkeama voisi johtua tähden suuresta pyörimisnopeudesta akselinsa ympäri. Vega, toisin kuin useimmat tähdet, ei ole pallon muotoinen , vaan vallankumousellipsoidin muotoinen , ja se on tällä hetkellä näkyvissä Maasta melkein navan puolelta. CHARA- teleskooppi vahvisti tämän oletuksen [43] .

Vega näkyy maasta käytännössä navan puolelta  - pyörimisakselin ja näkölinjan välinen kulma on noin 5 astetta [4] . Tähden pyörimisnopeus päiväntasaajalla määritettiin välillä 175± 33-274 ±14 km/s . Vuodelle 2010 se on 236 ± 4 km/s eli 88 % ensimmäisestä tilasta (niin, että Vega romahtaisi keskipakoisvoimien vaikutuksesta) [4] . Tähden kiertoaika akselinsa ympäri on 17,6 ± 0,2 tuntia [58] .

Vegan nopea pyöriminen antaa sille ellipsoidisen muodon: sen ekvatoriaalinen halkaisija on 1/5 suurempi kuin napa. Napainen säde on 2,36 ± 0,01 auringon sädettä, kun taas ekvatoriaalinen säde on 2,82 ± 0,01 auringon sädettä [4] .

Vegan painovoimakiihtyvyys vaihtelee myös suuresti leveysasteen mukaan, joten Vegan pintalämpötilat vaihtelevat suuresti. Von Zeipelin lauseen mukaan tähtien kirkkaus napojen alueella on suurempi, mikä heijastuu napojen ja päiväntasaajan välisessä lämpötilaerossa. Napan lähellä se on 9695 ± 20 K, kun taas päiväntasaajalla se on 2400 K vähemmän [59] .

Jos Vegan näkisimme päiväntasaajan puolelta, sen kirkkaus näyttäisi meistä kaksi kertaa heikommalta [19] [60] .

Lämpötilaero voi myös viitata konvektiivisen vyöhykkeen olemassaoloon päiväntasaajan ympärillä. [43]

Jos Vega olisi hitaasti pyörivä, pallosymmetrinen tähti, sen kirkkaus vastaisi 57 Auringon kirkkautta. Tämä kirkkaus on paljon suurempi kuin tyypillisen tällaisen massan tähden kirkkaus. Siten Vegan pyörimisen havaitseminen mahdollisti tämän ristiriidan poistamisen, ja Vegan kokonaisbolometrinen kirkkaus ylittää auringon valon vain 37 kertaa [43] .

Vegaa on pitkään käytetty vertailutähtenä kaukoputkien kalibroinnissa. Vegan pyörimisnopeuden ja kulman tietäminen, jossa näemme sen, auttoi säätämään interferometrejä tämän tähden suhteen, ja nyt tähden halkaisija mitataan tarkasti [61] .

Metallillisuus

" Metalliteetin " käsite tähden kuvauksessa tarkoittaa heliumia raskaampien alkuaineiden pitoisuutta siinä, koska kaikkia heliumia raskaampia alkuaineita kutsutaan tähtitieteen metalleiksi.

Vegan fotosfäärissä tällaisia ​​​​elementtejä on vähän - vain 32% samasta aurinkoindikaattorista. Vertailun vuoksi Siriuksen fotosfääri sisältää kolme kertaa enemmän metalleja kuin aurinko. Aurinko sisältää monia heliumia raskaampia alkuaineita . Niiden pitoisuudeksi arvioidaan 0,0172 ± 0,002 kokonaismassasta [62] (eli Aurinko koostuu noin 1,72 prosentilla raskaista alkuaineista). Vega sen sijaan sisältää vain 0,54 % raskaita alkuaineita.

Vegan epätavallisen matala metallisuus mahdollistaa sen luokittelun Bootesin λ-tyypin tähdeksi [63] [64] .

Syy Vegan (ja muiden vastaavien spektrityypin A0-F0 tähtien) alhaiseen metallisyyteen on edelleen epäselvä.

Ehkä tämä johtuu tähden massan menetyksestä. Tällainen prosessi alkaa kuitenkin vasta tähden elinkaaren lopussa, kun sen vetypolttoaine loppuu. Toinen mahdollinen syy voi olla Vegan muodostuminen kaasu- ja pölypilvestä, jossa on epätavallisen alhainen metallipitoisuus [65] .

Vegassa havaittu heliumin ja vedyn suhde on noin 40 % pienempi kuin Auringossa. Tämä voi johtua heliumin konvektiovyöhykkeen katoamisesta pinnan läheltä. Energiaa tähden sisältä siirretään konvektion sijaan sähkömagneettisen säteilyn avulla, mikä voi olla syynä poikkeamiin. Toinen syy tällaisiin poikkeamiin voi olla diffuusio [66] .

Liike avaruudessa

Vegan säteittäinen nopeus on osa tähden liikettä tarkkailijan näkölinjaa pitkin.

Tähtien ja galaksien yksi tärkeimmistä ominaisuuksista on linjojen siirtyminen niiden spektrissä . Jos viivat siirretään spektrin punaiselle puolelle ( punasiirtymä ), tämä tähti tai galaksi on siirtymässä poispäin havainnoijasta, ja mitä suurempi siirtymä, sitä suurempi poistumisnopeus. Tähtien kohdalla tämä muutos on pieni, mutta ei ole muuta tapaa määrittää niiden liikkeen nopeutta suhteessa Maahan. Vegan punasiirtymän tarkat mittaukset antoivat tulokseksi -13,9 ± 0,9 km/s. [67] Miinusmerkki osoittaa tähden liikettä kohti Maata.

Tähtien oikean liikkeen ansiosta Vega liikkuu vähitellen muiden Maasta niin kaukana olevien tähtien taustaa vasten, että ne näyttävät olevan paikallaan - heidän oma liike on niin pieni, että se jätetään huomiotta.

Tähtien sijainnin huolelliset mittaukset mahdollistivat Vegan oman liikkeen mittaamisen. Vegan oikea liike vuodessa on 202,03 ± 0,63 millisekuntia kaaria oikeaan nousuun ja 287,47 ± 0,54 millisekuntia kaaren deklinaatiossa [68] .

Vegan oikea liike on yhteensä 327,78 millikaaresekuntia vuodessa. 11 tuhannen vuoden ajan Vega liikkuu noin yhden asteen taivaanpallon poikki [69] .

Suhteessa naapuritähtiin Vegan nopeus on seuraava: koordinaatilla U = −16,1 ± 0,3 km/s, koordinaatilla V = −6,3 ± 0,8 km/s ja koordinaatilla W = −7,7 ± 0 .3 km/s [70] . Vegan kokonaisnopeus on 19 kilometriä sekunnissa [71] , mikä vastaa suunnilleen Auringon nopeutta suhteessa naapuritähtiin.

Vaikka Vega on tällä hetkellä vasta viidenneksi kirkkain tähti taivaalla, ajan myötä sen kirkkaus kasvaa hitaasti, koska se lähestyy aurinkokuntaa. Noin 210 000 vuoden kuluttua Vegasta tulee taivaan kirkkain tähti. Toisen 70 tuhannen vuoden kuluttua sen kirkkaus saavuttaa maksimissaan −0,81 m ja Vega on kirkkain tähti 270 tuhannen vuoden ajan [72] .

Tutkiessaan muita tähtiä, jotka ovat iältään ja ominaisuuksiltaan samanlaisia ​​kuin Vega, sekä liikkuessaan samalla tavalla kuin Vega, tähtitieteilijät luokittivat Vegan osaksi niin kutsuttua Castor - ryhmää . Tämä pieni ryhmä sisältää noin 16 tähteä, jotka ovat hyvin samanlaisia ​​kuin Vega. Se sisältää seuraavat objektit: α Vaaka , α Cephei , Castor, Fomalhaut ja Vega. Kaikki nämä tähdet avaruudessa liikkuvat lähes yhdensuuntaisesti toistensa kanssa ja samalla nopeudella. Kerran kaikki nämä tähdet muodostuivat samaan paikkaan ja samaan aikaan, mutta sitten niistä tuli gravitaatiosta riippumattomia, mutta kuten Siriuksen tapauksessa , tähtitieteilijät ovat löytäneet todisteita tämän ryhmän olemassaolosta menneisyydessä [73] .

Tutkijoiden mukaan ryhmä muodostui noin 100-300 miljoonaa vuotta sitten, ja tämän ryhmän tähdet liikkuvat suunnilleen samalla nopeudella - noin 16,5 kilometriä sekunnissa [70] [74] .

Planeettajärjestelmä

Liiallinen infrapunasäteily

Yksi ensimmäisistä suurista saavutuksista Infrared Astronomical Observatoryn ( IRAS ) työssä oli Vegan infrapunasäteilyn huomattavan ylimäärän rekisteröinti odotettua. Lisääntynyt säteilyn intensiteetti havaittiin aallonpituuksilla 25, 60 ja 100 mikrometriä , ja nämä aallot olivat peräisin avaruudesta, jonka kulmasäde on kymmenen kaarisekuntia, mikä vastaa säteilylähdettä, jonka halkaisija on 80 AU. e. Esitettiin, että säteilyn lähteenä ovat pienet Vegan ympärillä pyörivät hiukkaset, joiden halkaisija on vähintään yksi millimetri ja lämpötila noin 85 K [75] . Halkaisijaltaan pienemmät hiukkaset puhalletaan ulos järjestelmästä kevyellä paineella tai putoavat tähden päälle Poynting-Robertson-ilmiön seurauksena [76] . Tämä vaikutus johtuu siitä, että pölyhiukkasten lähettämät lämpöfotonit ovat anisotrooppisia tähteen kiinteässä vertailukehyksessä, ja siksi uudelleenemissio pölyrakeiden liikkeen suunnassa on vallitsevaa. Tämän seurauksena pölyhie menettää kulmavoimansa ja putoaa spiraalimaisesti tähden päälle, ja kun se tulee tarpeeksi lähelle sitä, se haihtuu. Tämä vaikutus on sitä merkittävämpi, mitä lähempänä pölyrae on tähteä [32] .

Myöhemmät Vegan 193 mikrometrin sähkömagneettisen vuon mittaukset osoittivat sen olevan odotettua heikompi. Tämä tarkoitti, että pölyhiukkasten koko oli 100 mikrometriä tai vähemmän. Näiden havaintojen perusteella rakennetussa mallissa oletettiin, että tarkkailemme tähteä ympäröivää pölykiekkoa, jonka säde on 120 AU. eli melkein ylhäältä, kuten katsomme Vegaa melkein napalta. Lisäksi tämän levyn keskellä on reikä, jonka säde on lähes 80 tähtitieteellistä yksikköä. Vega [77] sijaitsee tämän reiän keskellä .

Vegan poikkeavan säteilyn löytämisen jälkeen löydettiin muita samanlaisia ​​tähtiä. Vuonna 2002 rekisteröitiin noin 400 "Vegan kaltaista" tähteä [28] , mukaan lukien Denebola , Beta Pictorial , Fomalhaut , Epsilon Eridani ja muut. [78] On ehdotettu, että näistä tähdistä voi tulla avain tähden alkuperän selvittämiseen. aurinkokunta [28 ] .

Dust Disk

Vuonna 2005 Spitzer -avaruusteleskooppi otti kuvia Vegasta sekä tähteä ympäröivästä pölystä infrapunaspektrissä, koska pöly siirtää vapaasti infrapunasäteilyä. Todettiin, että pölylevyn eri osat ovat eri aallonpituuksien säteilyn lähteitä. 24 mikrometrin aallonpituudella levyn koko on 43 kaarisekuntia, mikä vastaa 330 AU:n etäisyyttä Vegasta. esim. 70 mikrometrissä - 70 kaarisekuntia (543 AU) ja 160 mikrometrissä - 105 kaarisekuntia (815 AU). Nämä osat, leveät ja kaukana tähdestä, koostuivat pienistä hiukkasista, joiden halkaisija oli 1-50 mikrometriä. Pölyn sisärajan etäisyys tähdestä on arviolta 71-102 AU. e. tai 11 ± 2 kaarisekuntia. Tällainen selkeä levyraja syntyi siitä syystä, että Vega hylkii pölyhiukkasia säteilyllään ja samalla pitää pölylevyn kiinni vetovoiman vuoksi, minkä ansiosta se on suhteellisen vakaa [26] .

Levyjen pölyn kokonaismassa on 0,003 Maan massaa, mikä vastaa noin 1000 km säteellä olevaa esinettä. Oletetaan, että tällaisen massan kappaleen tuhoutuminen ja muuttuminen pölyksi törmäyksen seurauksena on epätodennäköistä. Todennäköisempi on sen muodostuminen pienemmän massan esineiden törmäyksessä, joka laukaisi sirpaloitumiskaskadin törmääen muihin vastaaviin esineisiin [26] .

Olemassaoloaika ilman tällaisten pölyrakenteiden uuden materiaalin täydentämistä on enintään 10 miljoonaa vuotta. Jos uusia törmäyksiä ei tapahdu, ne vähitellen lakkaavat olemasta [26] .

Infrapunateleskoopin CHARA ( Mount Wilson Observatory ) havainnot vuonna 2006 vahvistivat toisen pölylevyn olemassaolon Vegan ympärillä noin 8 AU:ssa. esim. tähdestä (noin 1 miljardi km). Tämä pöly on samanlainen kuin auringon asteroidivyöhyke tai se on seurausta komeettojen tai meteoriittien välisistä voimakkaista törmäyksistä, mutta se voi myös olla muodostuva planeetta [79] . On mahdollista, että tämän levyn pöly on vastuussa Vegan oletetusta vaihtelusta [80] .

Mahdollinen planeettajärjestelmä

James Clark Maxwell -teleskoopilla vuonna 1997 tehdyt havainnot paljastivat Vegan ympärillä niin sanotun "pidennetyn kirkkaan keskusalueen", joka sijaitsi 9 kaarisekunnin (70 AU) etäisyydellä Vegasta koilliseen. Oletettiin, että nämä olivat joko hypoteettisen eksoplaneetan aiheuttamia levyhäiriöitä tai jokin taivaankappale oli Vegan kiertoradalla täysin pölyn ympäröimänä. Havaijista Keck-teleskoopista saadut kuvat kuitenkin johtivat tutkijat siihen johtopäätökseen, että puhumme erittäin suuresta pöly- ja kaasupilvestä, joka sijaitsee Vegan ympärillä ja että tämä on ilmeisesti protoplanetaarinen kiekko ja sen kohteen massa. muodostuu siitä - 12 Jupiterin , joka vastaa vaaleanruskeaa kääpiötä tai subruskeaa kääpiötä . Tähtitieteilijät Kalifornian yliopistosta Los Angelesista (UCLA) [81] [82] tulivat myös siihen tulokseen, että Vega-planeetat ovat muodostumassa .

Vuonna 2003 esitettiin toinen samanlainen ehdotus planeetan (mahdollisesti useiden planeettojen) läsnäolosta Vegan ympärillä, jonka massa on 40 AU:n etäisyydeltä vaeltanut Neptunus . tähdestä 65 AU:ksi noin 50 miljoonaa vuotta sitten [30] . Käyttämällä Subaru -teleskoopin koronografia Havaijilla vuonna 2005 tähtitieteilijät pystyivät rajoittamaan Vega-planeettojen massan ylärajan 5-10 Jupiterin massaan. Lisäksi tähtitieteilijät ovat ehdottaneet, että näiden hypoteettisten jättiläisplaneettojen lisäksi Vega- järjestelmässä voi olla myös maanpäällisiä planeettoja . On hyvin todennäköistä, että Vega-planeettojen kiertoradan kaltevuuskulma on todennäköisesti läheisessä suhteessa tähden päiväntasaajan tasoon [83] [84] .

Kymmenen vuoden Vega-havainnon jälkeen radiaalinopeusmenetelmällä tähtitieteilijät ovat ehdottaneet, että sillä voi olla Vega b -satelliitti , jonka vähimmäismassa on vähintään 20 Maan massaa. Planeetta tekee yhden kierroksen Vegan ympäri 2,43 päivässä, kun taas Vega itse pyörii akselinsa ympäri 16 tunnissa. Lämpötila planeetan pinnalla voi nousta 3000 °C:een (5390 Fahrenheit-astetta [85] ) [86] .

Tähden välitön ympäristö

Seuraavat tähtijärjestelmät sijaitsevat 10 valovuoden säteellä Vegasta:

Tähti Spektriluokka Etäisyys, St. vuotta
G 184-19 M4.5V / M4.5V 6.2
μ Hercules G5 IV / M3V / M4 7.3
G 203-47 M3.5V 7.4
BD+43 2796 M3.5V 7.8
BD+45 2505 M3 V / M3,5 V 8.2
AC+20 1463-148 A M2 V-VI 9.3
AC+20 1463-148B M2 V-VI 9.7

Joltakin Vegan hypoteettiselta planeetalta havainnoivan tarkkailijan näkökulmasta Aurinko on Kyyhkysen tähdistössä ja sen näennäinen magnitudi on 4,3 metriä . Paljaalla silmällä näin loistava tähti hypoteettisella planeetalla voitaisiin nähdä kirkkaana, hyvän tähtikirkkaana yönä, eikä tämä vaadi poikkeuksellista valppautta [37] .

Vega maailman kansojen myyteissä

Koska Vega on yksi taivaanvahvuuden kirkkaimmista tähdistä, se on pitkään herättänyt muinaisten kansojen huomion, joka on antanut sille mytologisia ominaisuuksia. Assyrialaiset kutsuivat Vegaa myös "Dayan Seim", joka venäjäksi tarkoittaa "taivaan tuomaria". Akkadilaiset antoivat tähdelle nimen "Tir-anna" eli "taivaan elämä". Babylonian Dilgan ("valon sanansaattaja") voitaisiin yhdistää Vegaan [45] . Muinaiset kreikkalaiset pitivät Vegan vieressä olevaa neljän tähden rombia lyyrana , jonka Hermes loi ja jonka Apollo siirsi myöhemmin muusikko Orpheukselle ; tämä tähdistön nimi on yleinen nykyään [87] .

Kiinalainen mytologia kuvaa Qi Xin ( kiinalainen 七夕, pinyin qī xī ) rakkaustarinaa , jossa Niu-lan (tähti Altair ), paimen ja hänen kaksi lastaan ​​(β ja γ Orla ) ovat ikuisesti erossa äidistään, taivaallisesta. kutoja Zhi-nuy (Vegoi), joka sijaitsee joen toisella puolella  - Linnunradalla [88] . Japanilainen Tanabata - festivaali perustuu myös tähän legendaan [89] . Muinaiset ingusilaiset myytit selittävät taivaalla kolmion muodostavien Vegan, Denebin ja Altairin alkuperän legendalla ukkonen ja salaman jumalan tyttärestä Sel, poikkeuksellisen kauniista tytöstä, joka meni naimisiin taivaallisen kanssa. Tämän legendan mukaan hän valmisti taikinasta kolmion muotoisen leivän ja laittoi sen tuhkaan ja hiiliin leipomaan sitä. Kun hän meni hakemaan olkia, kaksi leivän kulmaa paloi, vain yksi selvisi. Ja nyt taivaalla näkyy kolme tähteä, joista yksi (Vega) on paljon kirkkaampi kuin kaksi muuta [90] . Zoroastrismissa Vega yhdistetään joskus Vanantiin , pieneen jumaluuteen , jonka nimi tarkoittaa "valloittajaa" [91] .

Rooman valtakunnassa hetkeä, jolloin Vega ylitti horisontin ennen auringonnousua, pidettiin syksyn alussa [11] .

Keskiaikaiset astrologit pitivät Vegaa yhtenä 15 valitusta tähdestä, jonka vaikutus ihmiskuntaan oli suurin [92] . Heinrich Cornelius Agrippa käytti kabbalistista symbolia allekirjoituksella Lat.  Vultur cadens , kirjaimellinen käännös arabiankielisestä nimestä [93] . Tähti personoitui krysoliittikiven ja suolaisen kasvin avulla . Nimen "Vega" lisäksi useat keskiajan astrologit kutsuivat tätä tähteä "Vagni", "Vagniekh" ja "Century" [45] .

Lisäksi Vega mainitaan toistuvasti tieteiskirjallisuuden teoksissa . Erityisesti Ivan Efremovin romaanissa "Andromedan sumu" oleva tähtialuksen "Sail" 34. tähtimatka lähetettiin Vegaan , joka löysi vain 4 elotonta planeettaa.

Katso myös

Muistiinpanot

  1. ↑ Freire R., Czarny J., Felenbok P., Praderie F. Korkearesoluutioiset profiilit A-tyypin tähdissä. II-VEGA CA II H- ja K-linjat havaittu Meudonin aurinkotornissa  // Astron . Astrofia. / T. Forveille - EDP Sciences , 1978. - Voi. 68.—s. 89–95. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846
  2. ↑ 1 2 Leeuwen F. v. Uuden Hipparcos-vähennyksen validointi  // Astron . Astrofia. / T. Forveille - EDP Sciences , 2007. - Voi. 474, Iss. 2. - P. 653-664. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361:20078357 - arXiv:0708.1752
  3. ↑ 1 2 3 4 Gatewood G. Aldebaranin, Arcturuksen, Vegan, Hyadien ja muiden alueiden astrometriset tutkimukset  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2008. - Voi. 136, Iss. 1. - P. 452-460. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1088/0004-6256/136/1/452
  4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Yoon J. , Peterson D. M., Kurucz R. L., Zagarello R. J. Uusi näkemys Vegan koostumuksesta, massasta ja iästä  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 2009. - Voi. 708, Iss. 1. - s. 71-79. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1088/0004-637X/708/1/71
  5. ↑ Ducati J. R. Tähtifotometrian katalogi Johnsonin 11-värijärjestelmässä  (englanniksi) - 2002. - Vol. 2237.
  6. ↑ Gontcharov G. A. Pulkovo Kokoelma säteittäisnopeuksista 35 495 Hipparcos-tähdelle yhteisessä järjestelmässä  (englanniksi) // Ast. Lett. / R. Sunyaev - Nauka , Springer Science + Business Media , 2006. - Voi. 32, Iss. 11. - P. 759-771. — ISSN 1063-7737 ; 1562-6873 ; 0320-0108 ; 0360-0327 - doi:10.1134/S1063773706110065 - arXiv:1606.08053
  7. ↑ Gray R. O., Corbally C. J., Garrison R. F., McFadden M. T., Robinson P. E. Contributions to the Nearby Stars (NSStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 in 40 Parsecs: The Northern Sample. I  (englanniksi) // Astron. J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2003. - Voi. 126, Iss. 4. - P. 2048-2059. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1086/378365 - arXiv:astro-ph/0308182
  8. ↑ 1 2 3 Fernie J. D. VEGA:n vaihteluista  // Tyynenmeren tähtitieteellisen seuran julkaisut - University of Chicago Press , 1981. - Voi . 93. - s. 333. - ISSN 0004-6280 ; 1538-3873 - doi: 10.1086/130834
  9. ↑ 1 2 Royer F., Gebran M., Monier R., Smalley B., Pintado O., Reiners A., Hill G., Gulliver A. Normaalit A0−A1 tähdet pienillä pyörimisnopeuksilla. I. Runsauden määritys ja luokitus  (englanniksi) // Astron. Astrofia. / T. Forveille - EDP Sciences , 2014. - Voi. 562.—s. 84–84. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201322762 - arXiv:1401.2372
  10. ↑ SIMBAD Astronomical Database
  11. ↑ 1 2 Allen R. H. Tähtienimet ja niiden merkitykset  (eng.) - NYC : G.E. Stechert , 1899. - P. 284-285.
  12. ↑ Cyril Glasse. Tähtitiede // The New Encyclopedia of Islam. - Rowman Altamira, 2001. - ISBN 0-75-910190-6 .
  13. ↑ Harper, Douglas. Vega . Online-etymologinen sanakirja (marraskuu 2001). Haettu 21. helmikuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 25. tammikuuta 2012.
  14. ↑ Gerald Massey. Muinainen Egypti: maailman valo. - Adamant Media Corporation, 2001. - ISBN 1-4021-7442-X .
  15. ↑ William Tyler Olcott. Star Lore of All Ages: Kokoelma myyttejä, legendoja ja faktoja koskien pohjoisen pallonpuoliskon tähdistöjä . - G. P. Putnamin pojat, 1911.
  16. ↑ Deborah Houlding. Lyra: Lyyra . Skyscript (joulukuu 2005). Haettu 21. helmikuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 25. tammikuuta 2012.
  17. ↑ Houtsma, M. Th.; Wensinck, AJ; Gibb, HAR; Heffening, W.; Levi-Provencal. EJ Brillin ensimmäinen islamin tietosanakirja, 1913-1936. - EJ Brill, 1987. - Voi. VII. - s. 292.
  18. ↑ Lyra . Ne ovat ylösalaisin yläpuolellamme: tähdistöjen mytologia. Haettu 21. heinäkuuta 2017. Arkistoitu alkuperäisestä 15. helmikuuta 2012.
  19. ↑ 1 2 Gulliver A. F., Hill G., Adelman S. J. Vega: Nopeasti pyörivä napatähti  // The Astrophysical Journal Letters - IOP Publishing , 1994. - Voi. 429.—s. 81–84. — ISSN 2041-8205 ; 2041-8213 - doi: 10.1086/187418
  20. ↑ 1 2 Holden E. S., Campbell W. W. Valokuvat Venuksesta, Merkuriuksesta ja Alpha Lyraesta päivänvalossa  (englanniksi) // Tyynenmeren tähtitieteellisen seuran julkaisut - University of Chicago Press , 1890. - Voi. 2. - s. 249-250. — ISSN 0004-6280 ; 1538-3873 - doi: 10.1086/120156
  21. ↑ 1 2 Barker G. F. Henry Draperin muistovalokuvista tähtispektroista  // Proceedings of the American Philosophical Society - Philadelphia : American Philosophical Society , 1887. - Voi. 24, Iss. 125. - s. 166-172. — ISSN 0003-049X ; 2326-9243
  22. ↑ Berry A. Astronomy Short History of Astronomy  (British Englanti) - Lontoo : John Murray , 1898. - s. 362.
  23. ↑ 1 2 Johnson H. L., Morgan W. W. Perustähtifotometria spektrityypin standardeille Yerkesin spektriatlasin tarkistetussa järjestelmässä  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 1953. - Voi. 117. - s. 313-352. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi: 10.1086/145697
  24. ↑ Kinman T., Castelli F. T eff :n määritys metalliköyhille A-tyypin tähdille käyttämällä V- ja 2MASS J, H ja K magnitudeja  // Astron . Astrofia. / T. Forveille - EDP Sciences , 2002. - Voi. 391, Iss. 3. - P. 1039-1052. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361:20020806
  25. ↑ 1 2 Vasil'Yev IA, Merezhin VP, Nalimov VN, Novosyolov VA Vegan vaihtelevuudesta  (englanniksi) // Information Bulletin on Variable Stars - Konkoly Observatory , 1989. - Iss. 3308. - s. 1–2. — ISSN 0374-0676 ; 1587-2440 ; 1587-6578
  26. ↑ 1 2 3 4 Su K. Y. L. , Rieke G. H. , Misselt K. A. , Stansberry J. A., A. Moro-Martin, Stapelfeldt K. R., Werner M. W., Trilling D. E., Wyatt M. C., Holland W. S. et al. Vega Debris Disk: Spitzerin yllätys  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 2005. - Voi. 628, Iss. 1. - s. 487-500. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1086/430819 - arXiv:astro-ph/0504086
  27. ↑ S. B. Popov. Aja ympäri Vegaa . Astronetti . Astronet (7. huhtikuuta 2005). Haettu 26. huhtikuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 12. tammikuuta 2011.
  28. ↑ 1 2 3 Song I., Weinberger A. J., Becklin E. E., Zuckerman B., Chen C. M-Type Vega-like Stars  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2002. - Voi. 124, Iss. 1. - P. 514-518. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1086/341164 - arXiv:astro-ph/0204255
  29. ↑ Wilner D. J. , Holman M. J., Kuchner M. J., Ho P. T. P. Rakenne pölyisissä roskissa Vegan ympärillä  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 2002. - Voi. 569, Iss. 2. - s. 115-119. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1086/340691 - arXiv:astro-ph/0203264
  30. ↑ 1 2 Wyatt M. C. Planeettasimaalien resonanssivangitseminen planeettojen vaelluksella: roskalevyryhmyt ja Vegan samankaltaisuus aurinkokunnan kanssa  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 2003. - Voi. 598, Iss. 2. - P. 1321-1340. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1086/379064 - arXiv:astro-ph/0308253
  31. ↑ Kulikovsky P. G. Amatööritähtitieteen hakuteos / toim. V. G. Surdin - 6 - M. : Pääkirjoitus URSS , 2009. - S. 31. - ISBN 978-5-397-00097-0
  32. ↑ 1 2 3 A. I. Djatšenko. Vegan planeettajärjestelmä . Astronetti . Astronetti . Haettu 18. huhtikuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 17. joulukuuta 2011.
  33. ↑ Hentschel P. D. K. Spektrin kartoitus  : Visuaalisen esityksen tekniikat tutkimuksessa ja opetuksessa - 2002. - ISBN 0-19-850953-7 - doi:10.1093/ACPROF:OSO/97801985009530.0
  34. ↑ 1 2 Fernie J. D. The Historical Search for Stellar Parallax  // J. Roy. Astron. soc. Voi. - RASC , 1975. - Voi. 69. - s. 222-239. — ISSN 0035-872X
  35. ↑ Mapping the Sky  (englanniksi) : Past Heritage and Future Directions / S. Débarbat , J. A. Eddy - Springer Science + Business Media , 1988. - ISBN 90-277-2810-0
  36. ↑ Nimetön. Ensimmäiset parallaksimittaukset . Astroprof (28. kesäkuuta 2007). Haettu 21. helmikuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 25. tammikuuta 2012.
  37. ↑ 1 2 3 4 5 Siegel F. Yu. Tähtitaivaan aarre - M .: Nauka , 1987.
  38. ↑ Garfinkle R. A. Star-Hopping  : Visasi universumin katseluun - Cambridge University Press , 1997. - ISBN 0-52-159889-3
  39. ↑ Cochran A. L. Spektrofotometria itseskannatulla piivalodiodiryhmällä. II - Toissijaiset standarditähdet  (englanniksi) // The Astrophysical Journal : Supplement Series - American Astronomical Society , 1981. - Voi. 45.—s. 83–96. — ISSN 0067-0049 ; 1538-4365 - doi: 10.1086/190708
  40. ↑ Gautschy A., Saio H. Stellar Pulsations Across the HR Diagram: Osa 1  // Annu . Rev. Astron. Astrofia. / S. Faber , E. v. Dishoeck , R. Kennicutt , L. Goldberg , G. Burbidge , R. Blandford - Annual Reviews , 1995. - Voi. 33, Iss. 1. - s. 75-113. — ISSN 0066-4146 ; 1545-4282 - doi:10.1146/ANNUREV.AA.33.090195.000451
  41. ↑ Hayes DS Tähtien absoluuttiset vuot ja energiajakaumat 0,32 - 4,0 mikronia  (eng.) - Como : 1985. - Voi. 111. - s. 225-252.
  42. ↑ Harvey P. M., Wilking B. A., Joy M. Vegan kauko-infrapunaylimäärästä  // Nature / M. Skipper - NPG , Springer Science + Business Media , 1984. - Voi. 307, Iss. 5950.—s. 441–442. — ISSN 1476-4687 ; 0028-0836 - doi:10.1038/307441A0
  43. ↑ 1 2 3 4 Aufdenberg J. P., Merand A., Foresto V. C. d., Folco E. D., Kervella P. , Ridgway S. T., Berger D. H., Brummelaar T. A. t., McAlister H. A., Sturmann J. et ai. Ensimmäiset tulokset CHARA Arraysta. VII. Pitkän perusviivan Interferometriset Vegan mittaukset, jotka ovat yhdenmukaisia ​​napakytkevän, nopeasti pyörivän tähden kanssa  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 2006. - Voi. 645, Iss. 1. - P. 664-675. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1086/504149 - arXiv:astro-ph/0603327
  44. ↑ Tietosanakirja lapsille. Tähtitiede. - M .: Avanta, 2007.
  45. ↑ 1 2 3 Robert Burnham J. Burnham's Celestial Handbook  (eng.) - Dover Publications , 1978. - Voi. 2. - ISBN 0-48-623568-8
  46. ↑ Mengel J. G., Demarque P., Sweigart A. V., Gross P. G. Stellar evolution from the zero-age main series  // The Astrophysical Journal : Supplement Series - American Astronomical Society , 1979. - Voi. 40. - P. 733. - ISSN 0067-0049 ; 1538-4365 - doi: 10.1086/190603
  47. ↑ Kilpailu PP-ketjun ja CNO-syklin välillä . Dept. Tennesseen fysiikan ja tähtitieteen yliopisto. Arkistoitu alkuperäisestä 25. tammikuuta 2012.
  48. ↑ Tähtitiede: XXI vuosisata / Ed.-comp. V. G. Surdin . - 2. painos - Fryazino: Century 2, 2008. - S. 134-135. — ISBN 978-5-85099-181-4 .
  49. ↑ Browning M. K., Brun A. S. , Toomre J. Simulations of Core Convection in Rotating A-Type Stars: Differential Rotation and Overshooting  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 2004. - Voi. 601, Iss. 1. - P. 512-529. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1086/380198 - arXiv:astro-ph/0310003
  50. ↑ Thanu Padmanabhan. Teoreettinen astrofysiikka. - Cambridge University Press , 2002. - ISBN 0521562414 .
  51. ↑ Cheng, Kwong-Sang; Chau, Hoi Fung; Lee, Kai Ming. Luku 14: Tähtien syntymä (linkki ei saatavilla) . Universumin luonto . Hongkongin avaruusmuseo (2007). Haettu 21. helmikuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 25. tammikuuta 2012. 
  52. ↑ 1 2 Oke J. B., Schild R. E. The Absolute Spectral Energy Distribution of Alpha Lyrae  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 1970. - Voi. 161. - P. 1015-1023. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi: 10.1086/150603
  53. ↑ Walsh, J. Alpha Lyrae (HR7001) (linkki ei saatavilla) . Optiset ja UV-spektrofotometriset standarditähdet . ESO (6. maaliskuuta 2002). Arkistoitu alkuperäisestä 4. heinäkuuta 1998. 
  54. ↑ McMahon, Richard G. Huomautuksia Vegasta ja magnitudeista (teksti). Cambridgen yliopisto (23. marraskuuta 2005). Haettu 21. helmikuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 25. tammikuuta 2012.
  55. ↑ Michelson E. α Lyraen ja β  Orionisin tähtien lähi-ultraviolettispektrit // Ma . Ei. R. Astron. soc. / D. Flower - OUP , 1981. - Voi. 197, Iss. 1. - s. 57-74. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1093/MNRAS/197.1.57
  56. ↑ Ponyatov, 2021 , s. 48.
  57. ↑ Schmitt, JHMM Coronae auringonkaltaisissa tähdissä  // Tähtitiede ja astrofysiikka  . - EDP Sciences , 1999. - Voi. 318 . - s. 215-230 .
  58. ↑ Petit P. , Lignières F., Wade G.A., Aurière M., Böhm T., Bagnulo S., Dintrans B., Fumel A., Grunhut J., Lanoux J. et ai. Vegan nopea pyöriminen ja monimutkainen magneettikentän geometria  // Astron . Astrofia. / T. Forveille - EDP Sciences , 2010. - Voi. 523.—s. 41–41. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201015307 - arXiv:1006.5868
  59. ↑ Peterson D. M., Hummel C. A., Pauls T. A., Armstrong J. T., Benson J. A., Gilbreath G. C., Hindsley R. B., Hutter D. J., Johnston K. J., Mozurkewich D. et ai. Vega on nopeasti pyörivä tähti  (englanniksi) // Nature / M. Skipper - NPG , Springer Science + Business Media , 2006. - Vol. 440, Iss. 7086.—s. 896–899. — ISSN 1476-4687 ; 0028-0836 - doi:10.1038/NATURE04661 - PMID:16612375 - arXiv:astro-ph/0603520
  60. ↑ Tähden projektio napojen puolelta on ympyrä, päiväntasaajan puolelta - ellipsi. Ellipsin poikkileikkaus on vain noin 81 % napojen poikkileikkauksesta, joten ekvatoriaalinen alue saa vähemmän energiaa. Ylimääräinen kirkkaus selittyy lämpötilojen jakautumisella. Stefan-Boltzmannin lain mukaan energian virtaus Vegan päiväntasaajalta on noin 33 % enemmän kuin navalta:
  61. ↑ Quirrenbach A. Tähtitiede. Tähtien pintojen näkeminen  (englanniksi) // Tiede / J. M. Berg , H. Thorp - AAAS , 2007. - Voi. 317, Iss. 5836. - s. 325-326. — ISSN 0036-8075 ; 1095-9203 - doi:10.1126/SCIENCE.1145599 - PMID:17641185
  62. ↑ Antia H. M. , Basu S. Auringon runsauden määrittäminen helioseismologian avulla  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 2006. - Voi. 644, Iss. 2. - P. 1292-1298. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1086/503707 - arXiv:astro-ph/0603001
  63. ↑ Renson P., Faraggiana R., Boehm C. Lambda Bootis -ehdokkaiden luettelo  // Bulletin d'Information du Centre de Donnees Stellaires - 1990. - Voi. 38. - s. 144.
  64. ↑ Qiu H. M., Zhao G., Chen Y. Q., Li Z. W. The Abundance Patterns of Sirius and Vega  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 2001. - Voi. 548, Iss. 2. - P. 953-965. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi: 10.1086/319000
  65. ↑ Martinez P., Koen C., Handler G., Paunzen E. Sykkivä Bootis-tähti HD  105759 // Ma . Ei. R. Astron. soc. / D. Flower - OUP , 1998. - Voi. 301, Iss. 4. - P. 1099-1103. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1046/J.1365-8711.1998.02070.X
  66. ↑ Adelman S. J., Gulliver A. F. Pinnallisesti normaalin A-tähden VEGA alkuaineiden runsausanalyysi  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 1990. - Voi. 348.—s. 712–717. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi: 10.1086/168279
  67. ↑ Evans DS Säteittäisten nopeuksien yleisen luettelon tarkistus  // Proceedings of the International Astronomical Union - Cambridge University Press , 1967. - Voi. 30.—s. 57–62. — ISSN 1743-9221 ; 1743-9213
  68. ↑ Perryman MAC, Lindegren L., Kovalevsky J., Hog E., Bastian U. , Bernacca PL, Creze M., Donati F., Grenon M., Grewing M. et ai. Hipparcos-luettelo  (englanniksi) // Astron. Astrofia. / T. Forveille - EDP Sciences , 1997. - Voi. 323.—s. 49–52. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846
  69. ↑ Majewski, Steven R. Tähtien liikkeet . Virginian yliopisto (2006). Haettu 22. helmikuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 25. tammikuuta 2012.  — Vegan oikea liike määritetään kaavalla: kaaren millisekuntia vuodessa. missä ja ovat oikean liikkeen komponentit oikeassa nousussa ja vastaavasti deklinaatio, ja  on deklinaatio.
  70. ↑ 1 2 Barrado Y Navascues D. Castorin liikkuva ryhmä. Fomalhautin ja Vegan aika  // Astron . Astrofia. / T. Forveille - EDP Sciences , 1998. - Voi. 339.—s. 831—839. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - arXiv:astro-ph/9905243
  71. ↑ Täysi nopeus saadaan seuraavalla kaavalla: km/s.
  72. ↑ Tomkin J. Kerran ja tulevat taivaankuninkaat  // Sky & Telescope - F+W Media , 1998. - Voi . 95, Iss. 4. - s. 59. - 90 s. — ISSN 0037-6604
  73. ↑ Inglis M. Observer's Guide to Stellar Evolution  : Tähtien syntymä, elämä ja kuolema - Springer Science+Business Media , 2003. - ISBN 1-85-233465-7
  74. ↑ U = -10,7 ± 3,5, V = -8,0 ± 2,4, W = -9,7 ± 3,0 km/s. Täysi nopeus saadaan seuraavalla kaavalla: km/s.
  75. ↑ Tiede ja ihmiskunta : Helppokäyttöinen ja tarkka maailmantieteen pääasiasta / toim. A. A. Logunov - M .: Knowledge , 1985. - S. 322. - 400 s.
  76. ↑ Harper D. A., Loewenstein R. F., Davidson J. A. VEGAa ympäröivän materiaalin luonteesta  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 1984. - Voi. 285.—s. 808–812. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi: 10.1086/162559
  77. ↑ Dent W. R. F., Walker H. J., Holland W. S., Greaves J. S. Vega-ylimääräisten tähtien ympärillä olevien pölyrakenteiden mallit  // Ma . Ei. R. Astron. soc. / D. Flower - OUP , 2000. - Voi. 314, Iss. 4. - P. 702-712. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1046/J.1365-8711.2000.03331.X
  78. ↑ Cote J. B- ja A-tyypin tähdet odottamattoman suurilla väriylimäärällä IRAS-aallonpituuksilla  // Astron . Astrofia. / T. Forveille - EDP Sciences , 1987. - Voi. 181.—s. 77–84. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846
  79. ↑ Absil O. , Folco E. d., Mérand A., Foresto V. C. d., Aufdenberg J. P., Kervella P. , Ridgway S. T., Berger D. H., Brummelaar T. A. t., Sturmann J. et ai. CHARA  / FLUOR // Astron paljastanut ympyrätähden materiaali Vegan sisäjärjestelmässä. Astrofia. / T. Forveille - EDP Sciences , 2006. - Voi. 452, Iss. 1. - s. 237-244. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361:20054522 - arXiv:astro-ph/0604260
  80. ↑ Girault-Rime, Marion. Vegan Stardust . CNRS International Magazine (kesä 2006). Haettu 21. helmikuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 25. tammikuuta 2012.
  81. ↑ Holland W. S., Greaves J. S., Zuckerman B., Webb R. A., McCarthy C., Coulson I. M., Walther D. M., Dent W. R. F., Gear W. K., Robson I. Submillimetrikuvia pölyisistä roskista lähellä olevien tähtien  ympärillä // Nature / M , pper Springer Science + Business Media , 1998. - Voi. 392, Iss. 6678.—s. 788–790. — ISSN 1476-4687 ; 0028-0836 - doi: 10.1038/33874
  82. ↑ Henkilökunta. Tähtitieteilijät löytävät mahdollisia uusia aurinkojärjestelmiä muodostumassa läheisten Vegan ja Fomalhautin tähtien ympäriltä (linkki ei saatavilla) . Joint Astronomy Center (21. huhtikuuta 1998). Haettu 21. helmikuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 25. tammikuuta 2012. 
  83. ↑ Gilchrist, E.; Wyatt, M.; Holland, W.; Maddock, J.; Price, DP Uusia todisteita auringon kaltaisesta planeettajärjestelmästä läheisen tähden ympärillä (linkki ei saatavilla) . Royal Observatory, Edinburgh (1. joulukuuta 2003). Haettu 21. helmikuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 25. tammikuuta 2012. 
  84. ↑ Campbell B., Garrison R. F. Auringon ulkopuolisten planeettojen kiertoradan kallistuksesta  // Tyynenmeren tähtitieteellisen seuran julkaisut - University of Chicago Press , 1985. - Voi . 97. - s. 180-182. — ISSN 0004-6280 ; 1538-3873 - doi: 10.1086/131516
  85. ↑ Jättiläinen, sihisevä planeetta saattaa kiertää Vega-tähteä . Arkistoitu 9. maaliskuuta 2021 Wayback Machinessa , 8. maaliskuuta 2021
  86. ↑ Spencer A. Hurt et ai. A Decade of Radial-Locity Monitoring of Vega and New Limits on the Presence of Planets Arkistoitu 16. helmikuuta 2022 Wayback Machinessa , 2021 maaliskuuta 2. The Astronomical Journal, osa 161, numero 4 ( arXiv arkistoitu 11. maaliskuuta 2021 Wayback-koneessa )
  87. ↑ Ian Ridpath. Tähdet ja planeetat. - M .: Astrel, 2004. - S. 178. - ISBN 0-271-10012-X .
  88. ↑ Kalkitus Wei; Yue, L.; Lang Tao, L. Kiinan festivaalit. - Chinese Intercontinental Press, 2005. - ISBN 7-5085-0836-X .
  89. ↑ John Robert Kippax. Tähtien kutsu: Suosittu johdatus tähtitaivaan tuntemiseen niiden romanssilla ja legendoilla . - GP Putnamin pojat, 1919.
  90. ↑ E. M. Meletinsky. Mytologia. - Toim. 4., uusintapainos. - Suuri venäläinen tietosanakirja, 1998. - S. 492.
  91. ↑ Mary Boyce. Zoroastrismin historia. - N. Y .: EJ Brill, 1996. - Voi. 1: Varhainen kausi. — ISBN 9004088474 .
  92. ↑ Tyson, Donald; Hullu, James. Kolme okkulttisen filosofian kirjaa. - Llewellyn Worldwide, 1993. - ISBN 0-87-542832-0 .
  93. ↑ Heinrich Cornelius Agrippa. De Occulta Philosophia. – 1533.

Linkit

  Siirry Wikidata-kohteeseen  Sanakirjat ja tietosanakirjat
Bibliografisissa luetteloissa
 Lyyran tähdet
Bayer
Flamsteed
Muuttujat
planeettajärjestelmät
_
muu
Luettelo Lyyran tähdistössä olevista tähdistä