Vega

Vega
Stjerne
Billede af Spitzer-teleskopet
Observationsdata ( Epoke J2000.0 )
Type	single [1]
højre opstigning	18 t  36 m  56,34 s [2]
deklination	+38° 47′ 1,28″ [2]
Afstand	7,67 ± 0,03 stk
Tilsyneladende størrelse ( V )	0,03 [5]
Konstellation	Lyra
Astrometri
Radial hastighed ( Rv )	−20,6 ± 0,2 km/s [6]
Korrekt bevægelse
• højre ascension	201,85 ± 0,14 mas/år [3]
• deklination	285,46 ± 0,13 mas/år [3]
parallakse  (π)	128,2±0,8mas [3]
Absolut størrelse  (V)	0,582 [3]
Spektral karakteristika
Spektral klasse	A0Va [7]
Farveindeks
•  B−V	0
•  U−B	0
variabilitet	muligvis δ Skjold [8]
fysiske egenskaber
Vægt	2,135 ± 0,074 M☉ [4]
Radius	2,818 ± 0,013 R☉ [4]
Alder	455 ± 13 Ma [4]
Temperatur	9550 ± 125 K [9]
Lysstyrke	40,12 ± 0,45 L☉ [4]
metallicitet	−0,41 [9]
Rotation	v = 236 ± 4 km/s [4] v sin( i ) = 20,48 ± 0,11 km/s [4]
Del fra	Sommer-efterår trekanten og Castor Moving Group of Stars [10]
Koder i kataloger SAO 67174 , 2MASS J18365633+3847012, HD 172167, HIP 91262 , HR 7001 , IRAS 18352+3844, GJ 721 , GJ 721,0 , a 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 , s. 81558 , RAFGL 2208 , TD1 228 , TD1 , TD12111111111128 , TD111111128, TD11111128, Td1111111111128 2070-1, UBV 15842 , UBV M 23118 , uvby98 100172167 V , alf Lyr , WDS J18369+3846A , Zkh 277 , uvby98 100172167 , HGAM 1 , WEB 716 og 706
Information i databaser
SIMBAD	*alf Lyr
Oplysninger i Wikidata  ?
Mediefiler på Wikimedia Commons

Vega ( α Lyra, α Lyr ) er den klareste stjerne i stjernebilledet Lyra , den femte klareste stjerne på nattehimlen og den anden (efter Arcturus ) på den nordlige halvkugle, den tredje klareste stjerne (efter Sirius og Arcturus), som kan observeres i Rusland og nær i udlandet . Vega ligger i en afstand af 25,3 lysår fra Solen og er en af ​​de klareste stjerner i dens nærhed (i en afstand på op til 10 parsec ).

Etymologi

Navnet "Vega" (Wega [11] , senere - Vega) kommer fra en omtrentlig translitteration af ordet waqi ("faldende") fra udtrykket arabisk. النسر الواقع ‎ (an-nasr al-wāqi'), der betyder "faldende ørn" [12] eller "faldende grib" [13] . Stjernebilledet Lyra var repræsenteret som en grib i det gamle Egypten [14] og som en ørn eller grib i det gamle Indien [15] [16] . Det arabiske navn kom ind i europæisk kultur efter dets brug i astronomiske tabeller , som blev udviklet i 1215-1270 på ordre fra Alfonso X [17] . Sandsynligvis havde foreningen af ​​Vega og hele stjernebilledet med en rovfugl sit mytologiske grundlag i antikken, men denne myte blev glemt og erstattet af en senere legende om dragen af ​​guden Zeus , der stjal liget af nymfen Kampa fra titanen Briareus, og for denne tjeneste blev anbragt af sin herre i himlen [18] .

Nøglefunktioner

Vega, nogle gange omtalt af astronomer som "sandsynligvis den vigtigste stjerne efter Solen", er i øjeblikket den mest undersøgte stjerne på nattehimlen [19] . Vega var den første stjerne (efter Solen), der blev fotograferet [20] og også den første stjerne, der fik sit emissionsspektrum bestemt [21] . Derudover var Vega en af ​​de første stjerner, hvortil afstanden blev bestemt ved parallaksemetoden [22] . Vegas lysstyrke i lang tid blev taget som nul ved måling af stjernestørrelser , det vil sige, det var et referencepunkt og var en af ​​de seks stjerner, der ligger til grund for skalaen for UBV-fotometri (måling af stjernestråling i forskellige spektralområder) [ 23] .

Vega er en relativt ung stjerne med en lav metallicitet sammenlignet med Solen, det vil sige  en lav overflod af grundstoffer, der er tungere end helium [24] . Vega er muligvis en variabel stjerne , selvom dette ikke er blevet bevist. En mulig årsag til variabiliteten er ustabilitet i det indre [25] .

Vega roterer meget hurtigt omkring sin akse. Ved dens ækvator overstiger rotationshastigheden sandsynligvis 230 km/s [4] . Til sammenligning: rotationshastigheden ved Solens ækvator er lidt mere end to kilometer i sekundet (7284 km/t). Vega spinner hundrede gange hurtigere og er derfor formet som en omdrejningsellipsoide . Temperaturen på dens fotosfære er ikke ensartet: den maksimale temperatur er ved stjernens pol, minimum er ved dens ækvator . På nuværende tidspunkt, fra Jorden, observeres Vega næsten fra polen, og ser derfor ud til at være en lys blå-hvid stjerne.

Baseret på intensiteten af ​​Vegas infrarøde stråling , som er meget højere, end den teoretisk burde være, kom forskerne til den konklusion, at der er en støvskive omkring Vega, som roterer omkring den og opvarmes af stjernens stråling. Denne disk blev højst sandsynligt dannet som et resultat af kollisionen af ​​asteroide eller kometlegemer. En lignende støvskive i solsystemet er knyttet til Kuiperbæltet [26] [27] .

Vega er prototypen på de såkaldte "infrarøde stjerner" - stjerner, der har en skive af støv og gas, der udsender i det infrarøde spektrum under påvirkning af stjernens energi. Disse stjerner kaldes " Vega-lignende stjerner " [28] .

For nylig er asymmetrier blevet afsløret i Vegas skive, hvilket indikerer den mulige tilstedeværelse af mindst én planet nær Vega , hvis størrelse kan omtrent sammenlignes med størrelsen af ​​Jupiter [29] [30] .

Studiehistorie

En af grenene af astronomi  - astrofotografi eller fotografering af himmelobjekter gennem teleskoper , begyndte at udvikle sig siden 1840 , da astronomen John William Draper fotograferede Månen ved hjælp af daguerreotypi [31] . Den første stjerne, der blev fotograferet, var Vega. Natten mellem den 16. og 17. juli 1850 blev det første fotografi af stjernen taget ved Harvard College Observatory [20] [32] . I 1872 tog Henry Draper de første (efter Solen ) fotografier af Vegas spektrum og viste for første gang absorptionslinjerne i dette spektrum [21] .

I 1879 brugte William Huggins fotografier af spektret af Vega og tolv andre lignende stjerner til at identificere de "tolv stærke linjer", der er fælles for denne klasse af stjerner. Senere blev disse linjer identificeret som brintlinjer ( Balmer -serien ) [33] .

Afstanden til Vega kan bestemmes ud fra dens parallakse i forhold til fiksstjernerne, når Jorden bevæger sig i sin bane omkring Solen. Vasily Struve var den første til at bestemme Vegas parallakse i 1837 . Ved at bruge en 9-tommers refraktor på en ækvatorial montering og et Fraunhofer filamentmikrometer opnåede Struve en værdi på 0,125 buesekunder [34] , hvilket er meget tæt på den moderne værdi. Men Friedrich Bessel , der bestemte afstanden til stjernen 61 Cygni , var skeptisk over for Struves fund, hvilket fik ham til at opgive sit oprindelige skøn. Struve reviderede sit synspunkt og efter nye beregninger opnåede han næsten det dobbelte af parallakseværdien (0,2169±0,0254″) [34] . Således blev de data, som Struve indhentede, accepteret som forkerte, og Bessel betragtes som den første determinant for afstanden til en stjerne.

Vegas parallakse er i øjeblikket estimeret til 0,129″ [35] [36] .

Lysstyrken af ​​alle stjerner måles på en standard logaritmisk skala , og jo lysere stjernen er, jo mindre er dens størrelse . De mørkeste stjerner, der er synlige med det blotte øje , har en sjette størrelsesorden, mens lysstyrken af ​​Sirius , den klareste stjerne på nattehimlen, er -1,47. Som udgangspunkt på denne skala besluttede astronomer i første omgang at vælge Vega: dens tilsyneladende lysstyrke blev taget som " nul " [37] [38] .

I mange år blev stjernestørrelser således talt fra Vegas lysstyrke. Referencepunktet er nu blevet omdefineret med en række andre stjerner. For visuelle observationer kan Vega dog stadig betragtes som standarden nul størrelse: når den observeres i standard V-båndet af det UBV fotometriske system , den mest almindelige i dag, er størrelsen af ​​Vega 0,03 m , som ikke kan skelnes fra nul med øjet [39] . I dette fotometriske system bruges tre lysfiltre ved bestemmelse af stjerners lysstyrke - ultraviolet ( eng. ultraviolet ), blå ( eng. blue ) og synligt ( eng. visible ). De er betegnet med henholdsvis bogstaverne U, B og V. Vega var en af ​​seks A0V-stjerner, der blev brugt i udviklingen af ​​dette fotometriske system . Størrelserne med alle tre filtre er målt på en sådan måde, at de for Vega og lignende hvide stjerner er lig med hinanden: U = B = V [23] .    

Fotometriske målinger af Vega i 1920'erne viste, at dens lysstyrke ikke er konstant, men varierer lidt. Ændringerne i stjernens lysstyrke var meget små (±0,03 størrelser), og derfor vidste astronomerne på grund af datidens alt for uperfekte teknologi i lang tid ikke, om Vega var en variabel eller permanent stjerne. Nyere målinger, udført i 1981 på Observatoriet. David Dunlap viste den samme lille ændring i stjernens lysstyrke som i 1930'erne. Efter et forsøg på at henføre Vega til en bestemt klasse af variable stjerner , blev det foreslået, at Vega udfører uregelmæssige lavamplitudepulsationer, svarende til dem for δ Scuti [8] .

Dette er en af ​​kategorierne af variable stjerner, hvis lysstyrkeændringer er forårsaget af deres egne pulseringer på grund af ustabilitet i stjernens indre [40] . Vegas variabilitet kan dog stadig diskuteres, da andre astronomer ikke har fundet nogen ændring i Vegas lysstyrke, selvom det er en type stjerne, hvor der forekommer variabilitet. Derfor er det højst sandsynligt, at den manglende registrering af Vegas lysstyrkeændring skyldes udstyrsfejl eller systematiske fejl i målingerne [25] [41] .

Vega er den første stjerne, der har opdaget en støvskive . Denne opdagelse blev gjort i 1983 af Infrared Space Observatory ( IRAS ) [32] [42] .

I 2006 blev Vegas asfericitet opdaget ved hjælp af lang-baseline optisk interferometri [43] .

Observationsforhold

Vega er en stjerne på den nordlige halvkugle og har i øjeblikket en deklination på +38°48'. Det kan ses på den nordlige og sydlige halvkugle op til 51 ° sydlig bredde, det vil sige næsten overalt i verden undtagen Antarktis og det sydlige Sydamerika (især stiger stjernen aldrig i byen Ushuaia ). Nord for 51° N. sh. Vega krydser aldrig horisonten , og af denne grund observeres den på de høje og polære breddegrader på den nordlige halvkugle hele året rundt. Zenitpunktet for Vega passerer omtrent på Athens breddegrad . På Moskvas breddegrad går Vega ikke ud over horisonten , men om vinteren, på grund af sin lave position over horisonten, er dens observation kun mulig om morgenen eller om aftenen. I den sydlige del af Rusland (syd for 51 ° nordlig bredde) er Vega skjult bag horisonten, men falder ikke dybt under den. [44]

Vega danner sammen med Deneb og Altair den velkendte asterisme " Sommer-efterårstrekant ", som er synlig på den nordlige halvkugle, ved ækvator og på den sydlige halvkugle op til 45. breddegrad . På de midterste nordlige breddegrader ( 45° og derover) observeres den hele året rundt, bedst af alt i det sene forår , sommer , efterår og tidlig vinter (fra maj til december ). I anden halvdel af vinteren og det tidlige forår (fra januar til april ) vises Altair efter midnat, så du kan kun se stjernebilledet i sin helhed om morgenen. På de midterste sydlige breddegrader er Vega, ligesom hele sommer-efterårstrekanten, synlig om vinteren og det tidlige forår (fra juni til september ).

Vega kulminerer ved astronomisk midnat den 1. juli, hvor den er i opposition til Solen. Det er på dette tidspunkt, at de bedste betingelser skabes for at observere Vega fra Jorden [45] .

Som tiden går, vil den nordlige deklination af Vega stige. Når stjernen nærmer sig den nordlige himmelpol som følge af Jordens præcession - om omkring 12 tusinde år - vil Vega blive polarstjernen på den nordlige halvkugle. Vega var sådan en stjerne i 13 tusind år f.Kr. e. og vil være i 14.000 e.Kr. e. I denne periode vil Vega omtrent pege mod nord, og udsigten til himlen vil ændre sig dramatisk, og sådanne sydlige konstellationer som Sydkorset , Centaurus , Mukha , Wolf vil være synlige på Kharkovs breddegrader . For hundrede tusinde år siden var den klareste stjerne på himlen Canopus, og nu er det Sirius, mens Vega har været og bliver en af ​​de klareste stjerner på himlen, og i fremtiden vil dens glans øges. Derudover vil glansen af ​​Altair, en anden lysende stjerne i Sommer-Efterårstrekanten , også stige i fremtiden. [37]

Fysiske egenskaber

Vega tilhører spektraltypen A0V , det vil sige, at det er en hvid hovedsekvensstjerne . En stjernes vigtigste energikilde er en termonuklear reaktion af heliumfusion fra brint i dybet ved høj temperatur. Da massive stjerner forbruger brint hurtigere end små stjerner, vil Vegas levetid (ifølge 1979-estimater) være en milliard år - ti gange mindre end Solens [46] : ifølge stjerneudviklingsmodeller ved 1,75<M<2,7 ; 0,2<Y<2,7; 0,004<Z<0,001 mellem en stjernes indtræden i stjernesekvensen og dens overgang til sidegrenen af ​​røde kæmper, går 0,43-1,64⋅10 9 år. Men med en Vega-masse på 2,2 er Vegas alder mindre end en milliard år.

I modsætning til Solen er den vigtigste energikilde på Vega ikke proton-protonreaktionen , men den såkaldte CNO-cyklus for syntese af heliumatomer fra brintatomer ved hjælp af mellemled - kulstof , nitrogen og oxygen . Dette kræver en temperatur på 16 millioner kelvin [47]  – højere end temperaturen i Solens indre . Denne metode er mere effektiv end proton-proton-reaktionen. Cyklussen er meget følsom over for temperatur , varmefjernelse fra stjernens centrum udføres ikke ved stråling, men ved konvektion [48] . Derfor er den strålingstransportzone i Vega placeret over den konvektive zone , mens den i Solen er omvendt [49] [50] [51] .

Energistrømmen fra Vega er blevet målt nøjagtigt på forskellige måder og bruges som reference. Ved en bølgelængde på 548 nm er fluxtætheden således 3650 Jy med en tilladt fejl på 2 % [52] . Vega har et relativt fladt elektromagnetisk spektrum i det synlige område af spektret, 350-800 nanometer, hvor fluxtætheden er 2000-4000 Jy [53] . I den infrarøde del af spektret er fluxtætheden lav og lig med omkring 100 Jy ved en bølgelængde på 5 mikrometer [54] . Stjernens spektrum er domineret af absorptionslinjer af brint [52] . Linjerne af andre elementer er relativt svage; af disse er de stærkeste linjerne af ioniseret magnesium , jern og chrom [55] .

Vega blev den første enkelt hovedsekvensstjerne (bortset fra Solen), som fik påvist røntgenstråling (i 1979) [56] . Strålingen af ​​Vega i røntgenområdet er ubetydelig, hvilket indikerer, at Vega slet ikke har nogen corona eller er meget svag [57] .

Stjerneudvikling

Vega blev dannet for 455±13 millioner år siden [4] . Den er betydeligt ældre end Sirius , som anslås at være 240 millioner år gammel. I betragtning af Vegas relativt høje lysstyrke (sammenlignet med Solen ), foreslår forskerne, at Vegas levetid på hovedsekvensstadiet vil være omkring 1 milliard år, hvorefter den vil blive en underkæmpe og endelig en rød kæmpe . Det sidste trin i Vegas evolution vil være udskillelsen af ​​dens skaller og forvandlingen til en hvid dværg . Vega vil ikke være i stand til at blive en supernova - til dette vil hun ikke have nok masse, hvilket burde være mindst 5 solmasser. I sin nuværende form vil Vega holde i omkring 500 millioner år, indtil den løber tør for brintbrændstof . Vega er med andre ord, ligesom Solen , midt i sit liv [8] [37] .

Rotation

Ifølge interferometriske data er Vegas radius estimeret til 2,73 ± 0,01 af Solens radius , hvilket er 60 % mere end Sirius radius . Mens ifølge teoretiske beregninger[ afklar ] den bør kun være 12 % større end Sirius radius.

Det blev foreslået, at en sådan anomali kunne være forårsaget af stjernens høje rotationshastighed omkring sin akse. Vega, i modsætning til de fleste stjerner, har ikke form som en kugle , men form som en omdrejningsellipsoide , og er i øjeblikket synlig fra Jorden næsten fra siden af ​​polen. CHARA- teleskopet bekræftede denne antagelse [43] .

Vega er synlig fra Jorden praktisk talt fra siden af ​​polen  - vinklen mellem omdrejningsaksen og sigtelinjen er omkring 5 grader [4] . Stjernens rotationshastighed ved ækvator blev bestemt i området fra 175±33 til 274±14 km/s . For 2010 er det 236 ± 4 km/s , eller 88 % af det første rum (sådan Vega ville kollapse fra centrifugalkræfter) [4] . Stjernens rotationsperiode omkring sin akse er 17,6 ± 0,2 timer [58] .

En sådan hurtig rotation af Vega giver den en ellipseformet form: dens ækvatoriale diameter er 1/5 større end den polære. Den polære radius er 2,36 ± 0,01 solradier, mens den ækvatoriale er 2,82 ± 0,01 solradier [4] .

Gravitationsaccelerationen på Vega varierer også meget med breddegraden , så overfladetemperaturerne på Vega varierer meget. Ifølge von Zeipel-sætningen er lysstyrken af ​​stjerner i polernes område højere, hvilket afspejles i temperaturforskellen mellem polerne og ækvator. Nær polen er den 9695 ± 20 K, mens den nær ækvator er 2400 K mindre [59] .

Hvis vi kunne se Vega fra siden af ​​ækvator, så ville dens lysstyrke forekomme os dobbelt så svag [19] [60] .

Temperaturforskellen kan også indikere tilstedeværelsen af ​​en konvektiv zone omkring ækvator. [43]

Hvis Vega var en langsomt roterende, sfærisk symmetrisk stjerne, ville dens lysstyrke svare til 57 lysstyrker af Solen. Denne lysstyrke er meget større end lysstyrken af ​​en typisk stjerne med en sådan masse. Således gjorde detektionen af ​​Vegas rotation det muligt at eliminere denne modsigelse, og Vegas samlede bolometriske lysstyrke overstiger kun solenergien med 37 gange [43] .

Vega har længe været brugt som referencestjerne til kalibrering af teleskoper. At kende hastigheden af ​​Vegas rotation og at kende vinklen, som vi ser den i, hjalp med at justere interferometrene i forhold til denne stjerne, og nu måles stjernens diameter nøjagtigt [61] .

Metallicitet

Begrebet " metallicitet " i beskrivelsen af ​​en stjerne betyder indholdet af grundstoffer, der er tungere end helium i den, da alle grundstoffer, der er tungere end helium , kaldes metaller i astronomi .

I Vegas fotosfære er der få sådanne elementer - kun 32% af den samme solindikator. Til sammenligning indeholder Sirius fotosfære tre gange flere metaller end Solen. Solen indeholder mange grundstoffer, der er tungere end helium . Deres indhold er anslået til 0,0172 ± 0,002 af den samlede masse [62] (dvs. Solen består af tunge grundstoffer med omkring 1,72 procent). Vega består derimod kun 0,54 % af tunge grundstoffer.

Vegas usædvanligt lave metallicitet gør det muligt at klassificere den som en Boötes λ-type stjerne [63] [64] .

Årsagen til en så lav metallicitet af Vega (og andre lignende stjerner af spektral type A0-F0) er stadig uklar.

Måske skyldes det tabet af stjernens masse. En sådan proces begynder dog først i slutningen af ​​en stjernes liv, når den løber tør for brintbrændstof. En anden mulig årsag kan være dannelsen af ​​Vega fra en gas- og støvsky med et usædvanligt lavt indhold af metaller [65] .

Det observerede forhold mellem helium og brint i Vega er omkring 40 % mindre end Solens. Dette kan være forårsaget af forsvinden af ​​heliumkonvektionszonen nær overfladen. Energi fra det indre af en stjerne overføres i stedet for konvektion ved hjælp af elektromagnetisk stråling, som kan være årsag til anomalier. En anden årsag til sådanne anomalier kan være diffusion [66] .

Bevægelse i rummet

Vegas radiale hastighed er komponenten af ​​stjernens bevægelse langs iagttagerens sigtelinje.

For stjerner og galakser er en af ​​de vigtigste egenskaber forskydningen af ​​linjer i deres spektrum . Hvis linjerne forskydes til den røde side af spektret ( rødforskydning ), så bevæger denne stjerne eller galakse sig væk fra iagttageren, og jo større forskydning, jo større er fjernelseshastigheden. For stjerner er dette skift lille, men der er ingen anden måde at bestemme hastigheden af ​​deres bevægelse i forhold til Jorden. Præcise målinger af Vegas rødforskydning gav et resultat på -13,9 ± 0,9 km/s. [67] Minustegnet angiver stjernens bevægelse mod Jorden.

På grund af stjernernes korrekte bevægelse bevæger Vega sig gradvist mod baggrunden af ​​andre stjerner så fjernt fra Jorden, at de ser ud til at være stationære - deres egen bevægelse er så lille, at den negligeres.

Omhyggelige målinger af stjernens position gjorde det muligt at måle Vegas egen bevægelse. Vegas egenbevægelse om året er 202,03 ± 0,63 millisekunder bue i højre ascension og 287,47 ± 0,54 millisekunder bue i deklination [68] .

Den samlede egenbevægelse af Vega er 327,78 millibuesekunder om året. I 11 tusinde år bevæger Vega sig cirka en grad hen over himmelsfæren [69] .

I forhold til nabostjernerne er Vegas hastighed som følger: langs koordinaten U = −16,1 ± 0,3 km/s, langs koordinaten V = −6,3 ± 0,8 km/s, og langs koordinaten W = −7,7 ± 0 ,3 km/s [70] . Vegas samlede hastighed er 19 kilometer i sekundet [71] , hvilket nogenlunde svarer til Solens hastighed i forhold til nabostjerner.

Selvom Vega i øjeblikket kun er den femte mest lysstærke stjerne på himlen, vil dens lysstyrke med tiden stige langsomt på grund af dens tilgang til solsystemet. Om omkring 210.000 år vil Vega blive den klareste stjerne på himlen. Om yderligere 70 tusind år vil dens lysstyrke nå et maksimum på -0,81 m , og Vega vil være den klareste stjerne i 270 tusinde år [72] .

Ved at udforske andre stjerner, der i alder og egenskaber ligner Vega, samt at flytte på lignende måde som Vega, rangerede astronomer Vega som en del af den såkaldte Castor - gruppe . Denne lille gruppe omfatter omkring 16 stjerner meget lig Vega. Det omfatter følgende objekter: α Libra , α Cephei , Castor, Fomalhaut og Vega. Alle disse stjerner i rummet bevæger sig næsten parallelt med hinanden og med samme hastighed. Engang blev alle disse stjerner dannet på samme sted og på samme tid, men så blev de gravitationsmæssigt uafhængige, men som i tilfældet med Sirius , har astronomer fundet beviser på eksistensen af ​​denne gruppe i fortiden [73] .

Ifølge videnskabsmænd blev gruppen dannet for cirka 100-300 millioner år siden, og stjernerne i denne gruppe bevæger sig med omtrent samme hastighed - omkring 16,5 kilometer i sekundet [70] [74] .

Planetsystem

Overskydende infrarød stråling

En af de første store præstationer i arbejdet i Infrared Astronomical Observatory ( IRAS ) var registreringen af ​​et betydeligt overskud af den infrarøde strålingsflux fra Vega sammenlignet med forventet. Øget strålingsintensitet blev detekteret ved bølgelængder på 25, 60 og 100 mikrometer , og disse bølger stammede fra rummet med en vinkelradius på ti buesekunder, svarende til en strålingskilde med en diameter på 80 AU. e. Det blev foreslået, at strålingskilden er små partikler, der roterer omkring Vega, med en diameter på mindst en millimeter og en temperatur på omkring 85 K [75] . Partikler med en mindre diameter vil blive blæst ud af systemet ved let tryk eller falde ned på stjernen som følge af Poynting-Robertson-effekten [76] . Denne effekt skyldes, at de termiske fotoner, der genudsendes af støvpartikler, er anisotrope i en referenceramme, der er fast i forhold til stjernen, og derfor er re-emissionen i retning af støvkornets bevægelse fremherskende. Som følge heraf mister et støvkorn sit vinkelmomentum og falder i en spiral ned på stjernen, og når det kommer tæt nok på den, fordamper det. Denne effekt er så meget desto mere signifikant, jo tættere støvkornet er på stjernen [32] .

Senere målinger af den 193 mikrometer elektromagnetiske flux fra Vega viste, at den var svagere end forventet. Det betød, at størrelsen af ​​støvpartiklerne var 100 mikrometer eller mindre. Modellen bygget på basis af disse observationer antog, at vi observerer en støvskive med en radius på 120 AU omkring stjernen. altså næsten fra oven, som vi ser på Vega næsten fra polen. Derudover er der i midten af ​​denne skive et hul med en radius på næsten 80 astronomiske enheder. Vega [77] er placeret i midten af ​​dette hul .

Efter opdagelsen af ​​den unormale stråling fra Vega blev andre lignende stjerner opdaget. I 2002 blev omkring 400 "Vega-lignende" stjerner registreret [28] , herunder Denebola , Beta Pictorial , Fomalhaut , Epsilon Eridani m.fl. [78] Det er blevet foreslået, at disse stjerner kan blive nøglen til at optrevle oprindelsen af solsystemet [28 ] .

Dust Disk

I 2005 tog Spitzer Space Telescope billeder af Vega, såvel som støvet omkring stjernen, i det infrarøde spektrum, da støvet frit transmitterer infrarød stråling. Det blev set, at forskellige dele af støvskiven er kilder til stråling med forskellige bølgelængder. Ved en bølgelængde på 24 mikrometer har skiven en størrelse på 43 buesekunder, hvilket svarer til en afstand fra Vega på 330 AU. e. ved 70 mikrometer - 70 buesekunder (543 AU), og ved 160 mikrometer - 105 buesekunder (815 AU). Disse dele, brede og langt fra stjernen, bestod af små partikler, der varierede i størrelse fra 1 til 50 mikrometer i diameter. Afstanden mellem støvets indre grænse fra stjernen er estimeret til 71-102 AU. e. eller 11 ± 2 buesekunder. En så klar skivegrænse opstod, fordi Vega frastøder støvpartikler med sin stråling, samtidig med at den holder på støvskiven på grund af tiltrækning, hvorfor den er relativt stabil [26] .

Den samlede skivestøvmasse er 0,003 jordmasser, hvilket svarer til et objekt med en radius på omkring 1000 km. Det antages, at ødelæggelsen og omdannelsen til støv af en krop af en sådan masse som følge af en kollision er usandsynlig. Mere sandsynligt er dets dannelse i kollisionen af ​​objekter med mindre masse, hvilket lancerede en fragmenteringskaskade, der kolliderede med andre lignende objekter [26] .

Eksistenstiden uden genopfyldning af nyt materiale af sådanne støvstrukturer er ikke mere end 10 millioner år. Hvis der ikke opstår nye kollisioner, ophører de gradvist med at eksistere [26] .

Observationer fra det infrarøde teleskop CHARA ( Mount Wilson Observatory ) i 2006 bekræftede tilstedeværelsen af ​​en anden støvskive omkring Vega ved omkring 8 AU. e. fra stjernen (ca. 1 milliard km). Dette støv ligner solens asteroidebælte eller er resultatet af intense kollisioner mellem kometer eller meteoritter, men kan også være en dannelsesplan [79] . Det er muligt, at støvet fra denne disk er ansvarlig for den formodede variation af Vega [80] .

Muligt planetsystem

Observationer foretaget med James Clark Maxwell-teleskopet i 1997 afslørede det såkaldte "aflange lyse centrale område" omkring Vega, som var placeret i en afstand af 9 buesekunder (70 AU) fra Vega mod nordøst. Det blev antaget, at disse enten var diskforstyrrelser fra en hypotetisk exoplanet , eller et eller andet himmellegeme var i kredsløb omkring Vega, fuldstændig omgivet af støv. Men billeder fra Keck-teleskopet på Hawaii førte forskerne til den konklusion, at vi taler om en meget stor sky af støv og gas, der er placeret omkring Vega, og at dette åbenbart er en protoplanetarisk skive, og massen af ​​objektet, der er dannet af det - 12 Jupitermasser , hvilket svarer til en lysebrun dværg eller subbrun dværg . Astronomer fra University of California, Los Angeles (UCLA) [81] [82] kom også til den konklusion, at Vega-planeterne er i færd med at dannes .

I 2003 blev et andet lignende forslag fremsat for tilstedeværelsen af ​​en planet (muligvis flere planeter) omkring Vega med massen af ​​Neptun , som migrerede fra en afstand på 40 AU. fra en stjerne til 65 AU omkring 50 millioner år siden [30] . Ved at bruge Subaru -teleskopets koronograf på Hawaii i 2005 var astronomerne i stand til at begrænse den øvre grænse for Vega-planeternes masse til 5-10 Jupiter-masser. Derudover har astronomer foreslået, at ud over disse hypotetiske kæmpeplaneter kan jordiske planeter også eksistere i Vega -systemet . Det er meget sandsynligt, at hældningsvinklen for Vega-planeternes baner sandsynligvis er tæt forbundet med stjernens ækvatorialplan [83] [84] .

Efter ti års observationer af Vega ved hjælp af metoden med radial hastighed, har astronomer foreslået, at den kan have en satellit Vega b med en minimumsmasse på mindst 20 jordmasser. Planeten laver én omdrejning omkring Vega på 2,43 dage, mens Vega selv roterer rundt om sin akse på 16 timer. Temperaturer på planetens overflade kan nå op på 3000 °C (5390 grader Fahrenheit [85] ) [86] .

Stjernens umiddelbare omgivelser

Følgende stjernesystemer er inden for 10 lysår fra Vega:

Fra synsvinkel af en observatør, der observerer fra en af ​​de hypotetiske planeter i Vega, vil Solen være i stjernebilledet Due og have en tilsyneladende størrelsesorden på 4,3 m . Med det blotte øje kunne en stjerne af en sådan glans på en hypotetisk planet ses på en klar, god stjerneklar nat, og dette kræver ikke ekstraordinær årvågenhed [37] .

Vega i myterne om verdens folk

Som en af ​​de klareste stjerner på himmelhvælvingen har Vega længe tiltrukket sig opmærksomhed fra gamle folk, som har udstyret den med mytologiske egenskaber. Assyrerne kaldte også Vega for "Dayan Seim", som på russisk betyder "himlens dommer". Akkadierne gav stjernen navnet "Tir-anna", eller "himlens liv". Den babylonske Dilgan ("lysets budbringer") kunne forbindes med Vega [45] . De gamle grækere anså romben af ​​fire stjerner ved siden af ​​Vega for at være en lyre , skabt af Hermes og efterfølgende overført af Apollo til musikeren Orpheus ; dette navn på stjernebilledet er almindeligt i dag [87] .

Kinesisk mytologi beskriver kærlighedshistorien om Qi Xi ( kinesisk 七夕, pinyin qī xī ) , hvor Niu-lan (stjerne Altair ), hyrden og hans to børn (β og γ Orla ) for altid er adskilt fra deres mor, en himmelsk væveren Zhi-nuy (Vegoi), som ligger på den anden side af floden  - Mælkevejen [88] . Den japanske Tanabata- festival er også baseret på denne legende [89] . Gamle Ingush- myter forklarer oprindelsen af ​​Vega, Deneb og Altair, som udgør en trekant på himlen, med legenden om datteren af ​​guden for torden og lyn Sel, en pige af ekstraordinær skønhed, der giftede sig med en himmelsk. Ifølge denne legende lavede hun et trekantet brød af dejen og lagde det i asken og kullene for at bage det. Mens hun gik efter halm, brændte to hjørner af brødet ned, kun den ene overlevede. Og nu er tre stjerner synlige på himlen, hvoraf den ene (Vega) er meget lysere end de to andre [90] . I zoroastrianismen er Vega nogle gange forbundet med Vanant , en lille guddom , hvis navn betyder "erobrer" [91] .

I Romerriget blev det øjeblik, hvor Vega krydsede horisonten før solopgang, betragtet som begyndelsen på efteråret [11] .

Middelalderastrologer betragtede Vega som en af ​​de 15 udvalgte stjerner, hvis indflydelse på menneskeheden var den største [92] . Heinrich Cornelius Agrippa brugte et kabbalistisk symbol med signaturen Lat.  Vultur cadens , en bogstavelig oversættelse af det arabiske navn [93] . Stjernen blev personificeret af krysolitstenen og den velsmagende plante . Ud over navnet "Vega" kaldte forskellige middelalderens astrologer denne stjerne for "Vagni", "Vagniekh" og "Century" [45] .

Derudover er Vega gentagne gange nævnt i værker af science fiction- litteratur. Især den 34. stjerneekspedition af rumskibet "Sail" i romanen af ​​Ivan Efremov "The Andromeda Nebula" blev sendt til Vega , som kun opdagede 4 livløse planeter.

Se også

• Liste over klareste stjerner

Noter

1. ↑ Freire R., Czarny J., Felenbok P., Praderie F. Højopløselige profiler i stjerner af A-typen. II-VEGA CA II H- og K-linjer observeret ved Meudon Solar Tower  // Astron . Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 1978. - Vol. 68.—S. 89–95. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846
2. ↑ 1 2 Leeuwen F. v. Validering af den nye Hipparcos-reduktion  // Astron . Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2007. - Vol. 474, Iss. 2. - S. 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. Astrometriske undersøgelser af Aldebaran, Arcturus, Vega, Hyaderne og andre regioner  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2008. - Vol. 136, Iss. 1. - S. 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. A New View of Vega's Composition, Mass, and Age  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 2009. - Vol. 708, Iss. 1. - S. 71-79. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1088/0004-637X/708/1/71
5. ↑ Ducati J. R. Catalog of Stellar Photometry i Johnsons 11-farvesystem  (engelsk) - 2002. - Vol. 2237.
6. ↑ Gontcharov G. A. Pulkovo Samling af radiale hastigheder for 35 495 Hipparcos-stjerner i et fælles system  (engelsk) // Ast. Lett. / R. Sunyaev - Nauka , Springer Science + Business Media , 2006. - Vol. 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 (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 Parsecs: The Northern Sample. I  (engelsk) // Astron. J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2003. - Vol. 126, Iss. 4. - S. 2048-2059. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1086/378365 - arXiv:astro-ph/0308182
8. ↑ 1 2 3 Fernie J. D. On the variability of VEGA  // Publications of the Astronomical Society of the Pacific - University of Chicago Press , 1981. - Vol . 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. Normale A0−A1-stjerner med lave rotationshastigheder. I. Overflodsbestemmelse og klassificering  (engelsk) // Astron. Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2014. - Vol. 562.—S. 84–84. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201322762 - arXiv:1401.2372
10. ↑ SIMBAD Astronomisk Database
11. ↑ 1 2 Allen R. H. Stjernenavne og deres betydninger  (Eng.) - NYC : G.E. Stechert , 1899. - S. 284-285.
12. ↑ Cyril Glasse. Astronomi // The New Encyclopedia of Islam. - Rowman Altamira, 2001. - ISBN 0-75-910190-6 .
13. ↑ Harper, Douglas. Vega . Online etymologiordbog (november 2001). Hentet 21. februar 2008. Arkiveret fra originalen 25. januar 2012. (ubestemt)
14. ↑ Gerald Massey. Det gamle Egypten: Verdens lys. - Adamant Media Corporation, 2001. - ISBN 1-4021-7442-X .
15. ↑ William Tyler Olcott. Star Lore of All Ages: En samling af myter, legender og fakta om stjernebillederne på den nordlige halvkugle . - G.P. Putnams sønner, 1911.
16. ↑ Deborah Houding. Lyra: Lyren . Skyscript (december 2005). Hentet 21. februar 2008. Arkiveret fra originalen 25. januar 2012. (ubestemt)
17. ↑ Houtsma, M. Th.; Wensinck, AJ; Gibb, HAR; Heffening, W.; Levi-provencalsk. EJ Brill's First Encyclopaedia of Islam, 1913-1936. - EJ Brill, 1987. - Vol. VII. — S. 292.
18. ↑ Lyra . De står på hovedet over os: stjernebilledernes mytologi. Hentet 21. juli 2017. Arkiveret fra originalen 15. februar 2012. (ubestemt)
19. ↑ 1 2 Gulliver A. F., Hill G., Adelman S. J. Vega: A rapidly rotating pole-on star  // The Astrophysical Journal Letters - IOP Publishing , 1994. - Vol. 429.—S. 81–84. — ISSN 2041-8205 ; 2041-8213 - doi:10.1086/187418
20. ↑ 1 2 Holden E. S., Campbell W. W. Photographs of Venus, Mercury and Alpha Lyrae in Daylight  (engelsk) // Publications of the Astronomical Society of the Pacific - University of Chicago Press , 1890. - Vol. 2. - S. 249-250. — ISSN 0004-6280 ; 1538-3873 - doi:10.1086/120156
21. ↑ 1 2 Barker G. F. On the Henry Draper Memorial Photographs of Stellar Spectra  // Proceedings of the American Philosophical Society - Philadelphia : American Philosophical Society , 1887. - Vol. 24, Iss. 125. - S. 166-172. — ISSN 0003-049X ; 2326-9243
22. ↑ Berry A. A Short History of Astronomy  (britisk engelsk) - London : John Murray , 1898. - s. 362.
23. ↑ 1 2 Johnson H. L., Morgan W. W. Fundamental stjernefotometri for standarder af spektral type på det reviderede system af Yerkes spektralatlas  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 1953. - Vol. 117. - S. 313-352. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1086/145697
24. ↑ Kinman T., Castelli F. Bestemmelsen af ​​T eff for metalfattige stjerner af A-typen ved hjælp af V og 2MASS J, H og K størrelser  // Astron . Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2002. - Vol. 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 On the variability of Vega  (engelsk) // 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: A Surprise from Spitzer  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 2005. - Vol. 628, Iss. 1. - S. 487-500. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1086/430819 - arXiv:astro-ph/0504086
27. ↑ S. B. Popov. Kør rundt i Vega . Astronet . Astronet (7. april 2005). Hentet 26. april 2009. Arkiveret fra originalen 12. januar 2011. (ubestemt)
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. - Vol. 124, Iss. 1. - S. 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. Structure in the Dusty Debris around Vega  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 2002. - Vol. 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. Resonansindfangning af planetesimaler ved planetmigrering: Debris Disk Clumps og Vegas lighed med solsystemet  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 2003. - Vol. 598, Iss. 2. - P. 1321-1340. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1086/379064 - arXiv:astro-ph/0308253
31. ↑ Kulikovsky P. G. Opslagsbog for amatørastronomi / red. V. G. Surdin - 6 - M . : Redaktionel URSS , 2009. - S. 31. - ISBN 978-5-397-00097-0
32. ↑ 1 2 3 A. I. Dyachenko. Vegas planetsystem . Astronet . Astronet . Hentet 18. april 2009. Arkiveret fra originalen 17. december 2011. (ubestemt)
33. ↑ Hentschel P. D. K. Mapping the Spectrum  : Techniques of Visual Representation in Research and Teaching - 2002. - ISBN 0-19-850953-7 - doi:10.1093/ACPROF:OSO/9780198509500.011
34. ↑ 1 2 Fernie J. D. The Historical Search for Stellar Parallax  // J. Roy. Astron. soc. Kan. - RASC , 1975. - Vol. 69. - S. 222-239. — ISSN 0035-872X
35. ↑ Mapping the Sky  (engelsk) : Past Heritage and Future Directions / S. Débarbat , J. A. Eddy - Springer Science + Business Media , 1988. - ISBN 90-277-2810-0
36. ↑ Anonym. De første parallaksemålinger . Astroprof (28. juni 2007). Hentet 21. februar 2008. Arkiveret fra originalen 25. januar 2012. (ubestemt)
37. ↑ 1 2 3 4 5 Siegel F. Yu. Stjernehimlens skatkammer - M .: Nauka , 1987.
38. ↑ Garfinkle R. A. Star-Hopping  : Dit visum til at se universet - Cambridge University Press , 1997. - ISBN 0-52-159889-3
39. ↑ Cochran A. L. Spektrofotometri med et selvscannet siliciumfotodiodearray. II - Sekundære standardstjerner  (engelsk) // The Astrophysical Journal : Supplement Series - American Astronomical Society , 1981. - Vol. 45.—S. 83–96. — ISSN 0067-0049 ; 1538-4365 - doi:10.1086/190708
40. ↑ Gautschy A., Saio H. Stellar Pulsations Across the HR Diagram: Part 1  // Annu . Rev. Astron. Astrofys. / S. Faber , E. v. Dishoeck , R. Kennicutt , L. Goldberg , G. Burbidge , R. Blandford - Annual Reviews , 1995. - Vol. 33, Iss. 1. - S. 75-113. — ISSN 0066-4146 ; 1545-4282 - doi:10.1146/ANNUREV.AA.33.090195.000451
41. ↑ Hayes DS Stjerners absolutte flux og energifordelinger fra 0,32 til 4,0 mikron  (Eng.) - Como : 1985. - Vol. 111. - S. 225-252.
42. ↑ Harvey P. M., Wilking B. A., Joy M. Om det langt-infrarøde overskud af Vega  // Nature / M. Skipper - NPG , Springer Science + Business Media , 1984. - Vol. 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 al. Første resultater fra CHARA Array. VII. Lang-baseline interferometriske målinger af Vega i overensstemmelse med en pæl-på, hurtigt roterende stjerne  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 2006. - Vol. 645, Iss. 1. - S. 664-675. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1086/504149 - arXiv:astro-ph/0603327
44. ↑ Encyklopædi for børn. Astronomi. — M .: Avanta, 2007.
45. ↑ 1 2 3 Robert Burnham J. Burnham's Celestial Handbook  (Eng.) - Dover Publications , 1978. - Vol. 2. - ISBN 0-48-623568-8
46. ↑ Mengel J. G., Demarque P., Sweigart A. V., Gross P. G. Stjerneudvikling fra nulalderens hovedsekvens  // The Astrophysical Journal : Supplement Series - American Astronomical Society , 1979. - Vol. 40. - S. 733. - ISSN 0067-0049 ; 1538-4365 - doi:10.1086/190603
47. ↑ Konkurrence mellem PP-kæden og CNO-cyklussen . Afd. Fysik og astronomi University of Tennessee. Arkiveret fra originalen den 25. januar 2012. (ubestemt)
48. ↑ Astronomi: XXI århundrede / Ed.-komp. V. G. Surdin . - 2. udg. - 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. - Vol. 601, Iss. 1. - S. 512-529. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1086/380198 - arXiv:astro-ph/0310003
50. ↑ Thanu Padmanabhan. Teoretisk astrofysik. - Cambridge University Press , 2002. - ISBN 0521562414 .
51. ↑ Cheng, Kwong-Sang; Chau, Hoi Fung; Lee, Kai Ming. Kapitel 14: Stjerners fødsel (ikke tilgængeligt link) . Universets natur . Hong Kong Space Museum (2007). Hentet 21. februar 2008. Arkiveret fra originalen 25. januar 2012. (ubestemt) 
52. ↑ 1 2 Oke J. B., Schild R. E. The Absolute Spectral Energy Distribution of Alpha Lyrae  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 1970. - Vol. 161. - S. 1015-1023. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1086/150603
53. ↑ Walsh, J. Alpha Lyrae (HR7001) (link ikke tilgængeligt) . Optiske og UV-spektrofotometriske standardstjerner . ESO (6. marts 2002). Arkiveret fra originalen den 4. juli 1998. (ubestemt) 
54. ↑ McMahon, Richard G. Bemærkninger om Vega og størrelser (tekst). University of Cambridge (23. november 2005). Hentet 21. februar 2008. Arkiveret fra originalen 25. januar 2012. (ubestemt)
55. ↑ Michelson E. De nær ultraviolette stjernespektre af α Lyrae og β  Orionis // Mon. Ikke. R. Astron. soc. / D. Flower - OUP , 1981. - Vol. 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 på sol-lignende stjerner  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 1999. - Vol. 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 al. Vega // Astrons hurtige rotation og komplekse magnetfeltgeometri  . Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2010. - Vol. 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 al. Vega er en hurtigt roterende stjerne  (engelsk) // 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. ↑ Projektionen af ​​en stjerne fra siden af ​​polerne er en cirkel, fra siden af ​​ækvator - en ellipse. Tværsnittet af ellipsen er kun omkring 81% af tværsnittet ved polerne, så ækvatorialområdet modtager mindre energi. Enhver yderligere lysstyrke forklares ved fordelingen af ​​temperaturer. Ifølge Stefan-Boltzmann-loven vil energistrømmen fra Vegas ækvator være cirka 33 % mere end fra polen:
61. ↑ Quirrenbach A. Astronomi. At se stjernernes overflader  (engelsk) // Videnskab / J. M. Berg , H. Thorp - AAAS , 2007. - Vol. 317, Iss. 5836. - S. 325-326. — ISSN 0036-8075 ; 1095-9203 - doi:10.1126/SCIENCE.1145599 - PMID:17641185
62. ↑ Antia H. M. , Basu S. Bestemmelse af soloverflod ved hjælp af helioseismologi  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 2006. - Vol. 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. Katalog over lambda Bootis-kandidater  // Bulletin d'Information du Centre de Donnees Stellaires - 1990. - Vol. 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. - Vol. 548, Iss. 2. - P. 953-965. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1086/319000
65. ↑ Martinez P., Koen C., Handler G., Paunzen E. Den pulserende Bootis-stjerne HD  105759 // Man . Ikke. R. Astron. soc. / D. Flower - OUP , 1998. - Vol. 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. En elementær overflodsanalyse af den overfladisk normale A-stjerne VEGA  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 1990. - Vol. 348.—S. 712–717. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1086/168279
67. ↑ Evans DS Revisionen af ​​det generelle katalog over radiale hastigheder  // Proceedings of the International Astronomical Union - Cambridge University Press , 1967. - Vol. 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 al. Hipparcos-kataloget  (engelsk) // Astron. Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 1997. - Vol. 323.—S. 49–52. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846
69. ↑ Majewski, Steven R. Stjernebevægelser . University of Virginia (2006). Hentet 22. februar 2008. Arkiveret fra originalen 25. januar 2012.  (ubestemt)  — Vegas egenbevægelse bestemmes af formlen: millisekunder bue om året. hvor og er komponenterne i korrekt bevægelse i ret ascension og følgelig deklination, og  er deklinationen.
70. ↑ 1 2 Barrado Y Navascues D. Castor-bevægelsesgruppen. Fomalhauts og Vegas tidsalder  // Astron . Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 1998. - Vol. 339.—S. 831–839. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - arXiv:astro-ph/9905243
71. ↑ Fuld hastighed er givet ved følgende formel: km/s.
72. ↑ Tomkin J. Once and Future Celestial Kings  // Sky & Telescope - F+W Media , 1998. - Vol . 95, Iss. 4. - S. 59. - 90 s. — ISSN 0037-6604
73. ↑ Inglis M. Observer's Guide to Stellar Evolution  : The Birth, Life, and Death of Stars - 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. Fuld hastighed er givet ved følgende formel: km/s.
75. ↑ Videnskab og menneskelighed : Tilgængelig og præcis om det vigtigste i verdensvidenskaben / red. A. A. Logunov - M . : Knowledge , 1985. - S. 322. - 400 s.
76. ↑ Harper D. A., Loewenstein R. F., Davidson J. A. Om arten af ​​materialet omkring VEGA  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 1984. - Vol. 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. Modeller af støvstrukturerne omkring Vega-overskydende  stjerner // man. Ikke. R. Astron. soc. / D. Blomst - OUP , 2000. - Vol. 314, Iss. 4. - S. 702-712. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1046/J.1365-8711.2000.03331.X
78. ↑ Stjerner af typen Cote J. B og A med uventet store farveoverskud ved IRAS-bølgelængder  // Astron . Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 1987. - Vol. 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 al. Circumstellar materiale i Vega indre system afsløret af CHARA / FLUOR  // Astron. Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2006. - Vol. 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. Vega's Stardust . CNRS International Magazine (sommeren 2006). Hentet 21. februar 2008. Arkiveret fra originalen 25. januar 2012. (ubestemt)
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. Submillimeterbilleder af støvet affald omkring nærliggende stjerner  // Nature / M , Skipper - NPG Springer Science + Business Media , 1998. - Vol. 392, Iss. 6678.—S. 788–790. — ISSN 1476-4687 ; 0028-0836 - doi:10.1038/33874
82. ↑ Personale. Astronomer opdager mulige nye solsystemer i dannelse omkring de nærliggende stjerner Vega og Fomalhaut (utilgængeligt link) . Fælles Astronomicenter (21. april 1998). Hentet 21. februar 2008. Arkiveret fra originalen 25. januar 2012. (ubestemt) 
83. ↑ Gilchrist, E.; Wyatt, M.; Holland, W.; Maddock, J.; Pris, DP Nyt bevis for sollignende planetsystem omkring nærliggende stjerne (utilgængeligt link) . Royal Observatory, Edinburgh (1. december 2003). Hentet 21. februar 2008. Arkiveret fra originalen 25. januar 2012. (ubestemt) 
84. ↑ Campbell B., Garrison R. F. On the inclination of extra-solar planetary orbits  // Publications of the Astronomical Society of the Pacific - University of Chicago Press , 1985. - Vol . 97. - S. 180-182. — ISSN 0004-6280 ; 1538-3873 - doi:10.1086/131516
85. ↑ En kæmpe, sydende planet kredser muligvis om stjernen Vega Arkiveret 9. marts 2021 ved Wayback Machine 8. marts 2021
86. ↑ Spencer A. Hurt et al. Et årti med radialhastighedsovervågning af Vega og nye grænser for tilstedeværelsen af ​​planeter arkiveret 16. februar 2022 på Wayback Machine , 2021 2. marts. The Astronomical Journal, bind 161, nummer 4 ( arXiv Arkiveret 11. marts 2021 på Wayback-maskinen )
87. ↑ Ian Ridpath. Stjerner og planeter. - M .: Astrel, 2004. - S. 178. - ISBN 0-271-10012-X .
88. ↑ Kalkning Wei; Yue, L.; Lang Tao, L. Kinesiske festivaler. - Chinese Intercontinental Press, 2005. - ISBN 7-5085-0836-X .
89. ↑ John Robert Kippax. The Call of the Stars: En populær introduktion til en viden om stjernehimlen med deres romantik og legende . — GP Putnams sønner, 1919.
90. ↑ E. M. Meletinsky. Mytologi. - Ed. 4., genoptrykt. - Great Russian Encyclopedia, 1998. - S. 492.
91. ↑ Mary Boyce. En historie om zoroastrianisme. - N. Y .: EJ Brill, 1996. - Vol. 1: Den tidlige periode. — ISBN 9004088474 .
92. ↑ Tyson, Donald; Freak, James. Tre bøger om okkult filosofi. - Llewellyn Worldwide, 1993. - ISBN 0-87-542832-0 .
93. ↑ Heinrich Cornelius Agrippa. De Occulta Philosophia. — 1533.

Links

• Ponyatov, Alexey. Reference. Den himmelske lyres hovedstreng // Videnskab og liv . - 2021. - Nr. 10 . - S. 42-53 .
• Popov S. B. Vega snurrer som en top . Astronet . Astronet (22. marts 2006). Hentet 29. april 2009. (ubestemt)
• Gay Yee Hill; Dolores Beasley. Spitzer ser støvede eftervirkninger af kollision i Pluto-størrelse  (engelsk)  (utilgængeligt link) . Spitzer rumteleskop . NASA (10. januar 2005). Arkiveret fra originalen den 11. januar 2005.
• Astrofysisk kemi videoforelæsninger af Harry  Kroto . Vega Science Trust. Arkiveret fra originalen den 25. januar 2012.

Ordbøger og encyklopædier	Fantastisk catalansk Fantastisk norsk Stor russer Brockhaus og Efron Lille Brockhaus og Efron Encyklopædisk leksikon Britannica (online)
I bibliografiske kataloger	GND : 4280456-5