Прејди на содржината

Вега

Од Википедија — слободната енциклопедија
Вега
Местоположба на Вега (заокружено)
Податоци од набљудување
Епоха J2000.0      Рамноденица J2000.0
Соѕвездие Лира
Изговор /ˈviːɡə/[1][2][3] or /ˈveɪɡə/[2]
Ректасцензија 18ч 36м &1000000000563363500000056,33635с[4]
Деклинација +38° 47′ &1000000000001280200000001,2802″[4]
Прив. величина (V) +0.026[5] (−0.02 – +0.07)[6]
Особености
Развојна фаза Главна низа
Спектрален тип A0Va[7]
U−B Боен показател 0.00[8]
B−V Боен показател 0.00[8]
Променлив тип Делта Штит[6]
Астрометрија
Радијална брзина (Rv)−13.9±0.9[9] км/с
Сопствено движење (μ) Рект: 200.94[4] млс/г
Дек.: 286.23[4] млс/г
Паралакса (π)130.23 ± 0.36[4] млс
Оддалеченост25,04 ± 0,07 сг
(7,68 ± 0,02 пс)
Апсолутна величина (MV)+0.582[10]
Податоци
Маса2,15+0,10
0,15[11] M☉
Полупречник2,726 ± 0,006 (екватор), 2,418 ± 0,008 (пол)[11] R☉
Површ. грав. (log g)4.1±0.1[12]
Сјајност47,2 ± 0,2[11] L☉
Температура10.070 ± 90 (пол), 8.910 ± 130 (екватор)[11] K
Вртење16,3[13]
Вртежна брзина (v sin i)21,3 ± 0,2[11] км/с
Други ознаки
Wega[14], Lucida Lyrae[15], Alpha Lyrae, α Lyrae, 3 Lyrae, BD+38°3238, GJ 721, HD 172167, HIP 91262, HR 7001, SAO 67174, LTT 15486[16]
Наводи во бази
SIMBAD— податоци

Вега (Алфа Лира, α Лира) — најсветлата ѕвезда во северното соѕвездие Лира. Ја има Бајеровата ознака α Lyrae, која е латинизирана во Alpha Lyrae и скратено Alpha Lyr или α Lyr. Оваа ѕвезда е релативно блиску на само 25 светлосни години од Сонцето и е една од најсветлите ѕвезди во Сончевото соседство. Таа е петта најсветла ѕвезда на ноќното небо и втора најсветла ѕвезда на северната небесна полутопка, по Арктур.

Вега е опширно проучувана од астрономите, што довело до тоа да се нарече „веројатно следната најважна ѕвезда на небото по Сонцето“.[17] Вега била северната поларна ѕвезда околу 12.000 п.н.е. и ќе биде повторно околу 13.727 година, кога нејзината деклинација ќе биде +86° 14′ [18]. Вега станала првата ѕвезда освен Сонцето на која се фотографирале нејзиниот лик и спектар.[19][20] Таа била една од првите ѕвезди чие растојание било проценето преку мерења на паралакса. Вега функционирала како основна линија за калибрирање на скалата на фотометриската осветленост и била една од ѕвездите користени за дефинирање на нултата точка за фотометрискиот систем UBV.

Вега е само околу една десетина од возраста на Сонцето, но бидејќи е 2,1 пати помасивна, очекуваниот животен век исто така е една десетина од оној на Сонцето; и двете ѕвезди во моментов се приближуваат до средината на нивниот животен век на главната низа. Во споредба со Сонцето, Вега има помало изобилство на елементи потешки од хелиумот[21]. Вега е исто така променлива ѕвезда - односно ѕвезда чија светлина варира. Брзо се врти со брзина од 236 km/s на екваторот. Ова предизвикува екваторот да се испакнува нанадвор поради центрифугалните ефекти и, како резултат на тоа, постои варијација на температурата низ фотосферата на ѕвездата која достигнува максимум на половите. Од Земјата, Вега е забележана од правец на еден од овие полови.[22]

Врз основа на набљудувањата на повеќе инфрацрвено зрачење од очекуваното, се смета дека Вега има кружен околуѕвезден диск од прашина. Оваа прашина најверојатно е резултат на судири меѓу објекти во орбитирачки остаточен диск, што е аналогно на Кајперовиот Појас во Сончевиот Систем[23]. Ѕвездите кои прикажуваат инфрацрвен вишок поради емисија на прашина се нарекуваат ѕвезди слични на Вега.[24] Во 2021 година, со методот на радијална брзина бил откриен кандидат ултра жежок Нептун на 2,43-дневна орбита околу Вега, дополнително, уште еден можен сигнал од масата на Сатурн со период од околу 200 денови.[25]

Номенклатура

[уреди | уреди извор]
Вега е најсветлата ѕвезда во соѕвездието Лира.

α Лира (латинизирано како Alpha Lyrae) е Бајерова ознака на ѕвездата. Традиционалното име Лира (претходно Wega[14]) доаѓа од слободна транслитерација на арапскиот збор wāqi' (арапски: واقع) што значи „паѓање“ или „слетување“, преку фразата an-nasr al-wāqi' (арапски: النّسر الْواقع), „паѓачкиот орел“.[26] Во 2016 година, Меѓународниот астрономски сојуз (МАС) организирал Работна група за имиња на ѕвезди (РГИЅ)[27] за каталогизирање и стандардизирање на официјалните имиња на ѕвезди. Првото соопштение на РГИЅ од јули 2016 година[28] вклучувл табела со првите две серии од имиња одобрени од РГИЅ; меѓу кои била и Вега за оваа ѕвезда. Денес, името е внесено во Каталогот на имиња на ѕвездите на МАС.[29]

Набљудување

[уреди | уреди извор]
Летен Триаголник

Вега често може да се види блиску до зенитот на средните северни географски широчини за време на летото во северната полутопка.[30] Од средните јужни широчини, таа може да се види ниско над северниот хоризонт за време на јужната зима. Со деклинација од +38.78°, Вега може да се види само на географски широчини северно од 51° ЈГШ. Поради ова, таа воопшто не се појавува никаде на Антарктик или во најјужниот дел на Јужна Америка, вклучувајќи го и Пунта Аренас, Чиле (53° ЈГШ). На широчини северно од 51° СГШ, Вега останува постојано над хоризонтот како околуполарна ѕвезда. Околу 1 јули, Вега го достигнува полноќниот кулминациски момент кога ја преминува меридијанот во тоа време.[31] Истовремено, Вега се спушта и го допира хоризонтот на Север на полноќ на 31 декември/1 јануари, како што се гледа од 51° СГШ.

Патеката на Вега на зимската краткодневица, како што се гледа од 51°N
Патеката на северниот небесен пол меѓу ѕвездите поради прецесија. Вега е светлата ѕвезда на дното

Секоја ноќ, позициите на ѕвездите изгледа дека се менуваат како што Земјата се врти. Меѓутоа, кога ѕвезда се наоѓа на оска на вртење на Земјата, таа ќе остане на истата позиција и затоа се нарекува поларна ѕвезда. Насоката на оска на вртење на Земјата постепено се менува со текот на времето во процесот познат како прецесија. Циклусот на прецесија трае 25.770 години,[32] за време на кој полот на вртење на Земјата следи кружна патека низ небесната сфера што поминува блиску до неколку значајни ѕвезди. Во моментов, поларна ѕвезда е Северница, но околу 12.000 п.н.е. полот бил насочен само пет степени од Вега. Преку прецесија, полот повторно ќе премине близу до Вега околу 14.000 г. од нашата ера.[33] Вега е најсветлата од последователните северни поларни ѕвезди.[14] Во 210.000 години, Вега ќе стане најсветла ѕвезда на ноќното небо,[34] и ќе достигне врвна светлина за 290.000 години со видлива величина од –0.81.[34]

Оваа ѕвезда лежи на теме на широко распрснат астеризам наречен Летен триаголник, кој се состои од Вега и уште две ѕвезди од прва величина, Алтаир, во Аквила, и Денеб во Лебед.[30] Оваа формација има приближна форма на прав триаголник, со Вега која се наоѓа на неговиот прав агол. Летниот триаголник е препознатлив на северните неба бидејќи во негова близина има малку други светли ѕвезди.[35]

Историја на набљудувања

[уреди | уреди извор]
Астрофотографија на Вега
„Ноќта од 16-17 јули 1850, Џон Адамс Випл и Вилијам Кранч Бонд ја направија првата дагереотипија на ѕвезда (Вега)"

Астрофотографијата, односно фотографијата на небесни тела, започнала во 1840 година кога Џон Вилијам Дрејпер кој направил слика на Месечината користејќи го процесот на дагереотипија. На 17 јули 1850 година, Вега станала првата ѕвезда (освен Сонцето) што била фотографирана, кога Вилијам Кранч Бонд и Џон Адамс Випл ја снимиле во Опсерваторијата на Харвардскиот колеџ, повторно користејќи дагереотипија.[14][19][36] Во август 1872 година, Хенри Дрејпер направил фотографија од спектарот на Вега, што претставувала првата фотографија од спектарот на некоја ѕвезда, покажувајќи линии на апсорпција.[20] Слични линии претходно биле идентификувани во спектарот на Сонцето.[37] Во 1879 година, Вилијам Хагинс користел фотографии од спектрите на Вега и слични ѕвезди за да идентификува сет од дванаесет „многу силни линии“ кои биле заеднички за оваа категорија на ѕвезди. Подоцна било утврдено дека овие линии потекнуваат од Балмеровата серија на водород.[38] Од 1943 година, спектарот на оваа ѕвезда служи како еден од стабилните наводни точки за класификација на други ѕвезди.[39]

Растојанието до Вега може да се утврди преку мерење на нејзината паралакса во споредба со позадинските ѕвезди додека Земјата орбитира околу Сонцето. Џузепе Каландрели забележал паралакса на ѕвездите во 1805-06 година и пресметал вредност од 4 секунди за ѕвездата, што било големо преценување.[40] Првата личност што ја објавила паралаксата на ѕвезда бил Фридрих Георг Вилхелм фон Струве, кога објавил вредност од 0.125 арксекунди (0,125 ") за Вега.[41] Фридрих Бесел бил скептичен во врска со податоците на Струве и, кога Бесел објавил паралакса од 0.314″ за ѕвездениот систем 61 Лебед, Струве ја ревидирал својата вредност за паралаксата на Вега и ја зголемил на речиси двојно повеќе од првичната проценка. Оваа промена дополнително ги фрлила податоците на Струве во сомнеж. Така, повеќето астрономи во тоа време, вклучувајќи го и Струве, го признале Бесел за првиот што објавил резултати за паралакса. Сепак, првичниот резултат на Струве бил близу до моментално прифатената вредност од 0.129″,[42][43] утврдена од Хипаркос астрометрискиот сателит.[4][44][45]

Светлината на ѕвезда, како што се гледа од Земјата, се мери со стандардизирана логаритамска скала. Оваа привидна величина е нумеричка вредност која се намалува со зголемување на светлината на ѕвездата. Најслабите ѕвезди што можат да се видат со голо око се од шеста величина, додека најсветлата на ноќното небо, Сириус, има величина од −1,46. За да се стандардизира скалата за величина, астрономите ја избрале Вега и неколку слични ѕвезди и ја просекувале нивната светлина за да претставуваат величина нула на сите бранови должини. Така, многу години, Вега се користела како основа за калибрација на апсолутната фотометриска скала на светлина.[46] Сепак, ова повеќе не е случај, бидејќи нултата точка на видливата величина денес обично се дефинира во однос на специфичен бројчено дефиниран флукс. Овој пристап е попогоден за астрономите, бидејќи Вега не е секогаш достапна за калибрација и нејзината светлина варира.[47]

UBV фотометриски систем ја мери величината на ѕвездите преку ултравиолетови, сини и жолти филтри, произведувајќи вредности U, B и V, соодветно. Вега е една од шесте ѕвезди од тип А0V кои биле користени за поставување на почетните средни вредности за овој фотометриски систем кога бил воведен во 1950-тите. Средните величини за овие шест ѕвезди биле дефинирани како: U − B = B − V = 0. Всушност, скалата за величина била калибрирана така што величината на овие ѕвезди е иста во жолтата, сината и ултравиолетовата област на електромагнетниот спектар.[48] Така, Вега има релативно рамномерен електромагнетен спектар во визуелниот регион—опсег на бранови должини од 350 до 850 нанометари, повеќето од кои можат да се видат со човечко око—така што густините на флуксот се приближно еднакви; 2.000–4.000 Jy.[49] Сепак, густината на флуксот на Вега брзо опаѓа во инфрацрвено, и е околу 100 Jy на 5.[50]

Фотометриските мерења на Вега во 1930-тите години покажале дека ѕвездата имала варијации со мала величина од ±0.03 величина (околу ±2.8%[note 1] осветленост). Овој опсег на варијации бил блиску до границите на способноста за набљудување во тоа време, па затоа прашањето за варијабилноста на Вега било спорно. Величината на Вега повторно била измерена во 1981 година во Опсерваторија Дејвид и покажала мала променливост. Така, било предложено дека Вега покажува повремени пулсирања со мала амплитуда поврзани со променливата Делта Штит.[51] Ова е категорија на ѕвезди кои осцилираат на кохерентен начин, што резултира со периодични пулсирања во сјајноста на ѕвездата.[52] Иако Вега одговара на физичкиот профил за овој тип на променлива, други набљудувачи не нашле таква варијација. Така се сметало дека варијабилноста е веројатно резултат на систематски грешки во мерењето.[53][54] Сепак, една статија од 2007 година ги истражувла овие и други резултати и заклучила дека „Конзервативната анализа на горенаведените резултати сугерира дека Вега е сосема веројатно променлива во опсег од 1-2%, со можни повремени екскурзии до дури 4% од просечната“.[55] Исто така, една статија од 2011 година потврдува дека „Долгорочната (од година во година) варијабилност на Вега била потврдена“.[56]

Вега станала првата осамена ѕвезда од главната низа надвор од Сонцето за која се знае дека е емитер на Х-зраци кога во 1979 година била забележана од телескоп со рендгенски зраци лансиран на Aerobee 350 од ракетниот опсег White Sands.[57] Во 1983 година, Вега стана првата ѕвезда која има диск од прашина. Инфрацрвениот астрономски сателит (IRAS) откри вишок на инфрацрвено зрачење што доаѓа од ѕвездата, а тоа се припишува на енергијата што ја емитува орбитирачката прашина додека таа се загрева од ѕвездата.[58]

Физички карактеристики

[уреди | уреди извор]

Вега е од класата A0V, што ја прави ѕвезда на главната низа со бела боја со синкав тон, која фузира водород во хелиум во своето јадро. Поголемите ѕвезди побрзо ја користат својата фузиска енергија од помалите, така што животниот век на главната низа на Вега е околу една милијарда години, што е една десетина од животниот век на Сонцето.[59] Тековната старост на оваа ѕвезда е околу 455 милиони години,[60] или до половина од очекуваниот животен век на главната низа. По напуштањето на главната низа, Вега ќе стане ѕвезда од класата М, односно црвен џин, и ќе изгуби голем дел од својата маса, на крајот станувајќи бело џуџе. Во моментов, Вега има повеќе од двојно поголема маса од Сонцето, а нејзината болометриска светлосна јачина е околу 40 пати поголема од онаа на Сонцето.[22] Бидејќи брзо се врти, приближно еднаш на секои 16,5 часа,[13] и се гледа речиси директно од нејзиниот пол, нејзината привидна светлосна јачина, пресметана со претпоставка дека има иста светлина насекаде, е околу 57 пати поголема од Сонцето. Доколку Вега е променлива, тогаш можеби е од типот Делта Штит со период од околу 0.107 ден.[51]

Поголемиот дел од енергијата произведена во јадрото на Вега е генерирана од циклусот јаглерод-азот-кислород (CNO циклус), процес на нуклеосинтеза кој ги комбинира протоните за да формира јадра на хелиум преку посредни јадра на јаглерод, азот и кислород. Овој процес станува доминантен на температура од околу 17 милиони К[61], што е малку повисока од температурата на средината на Сонцето, но е помалку ефикасна од реакцијата на фузија на протонско-протонскиот ланец на Сонцето. Циклусот CNO е многу чувствителен на температура, што резултира со струевит слој [62] околу јадрото што рамномерно ја распределува „пепелта“ од реакцијата на фузија во областа на јадрото. Надворешната атмосфера е во радијативна рамнотежа. Овде, за разлика од Сонцето, има зрачен слој во средината на јадрото со прекриена зона на конвекција.[63]

Енергетскиот флукс од Вега е прецизно измерен во однос на стандардните извори на светлина. На 5.480 Å, густината на флуксот е 3.650 Jy со маргина на грешка од 2%.[64] Во привидниот спектар на Вега доминираат линии на апсорпција на водород; конкретно од водородната Балмерова серија со електронот на n=2 како главен квантен број.[65][66] Линиите на другите елементи се релативно слаби, а најсилни се јонизираниот магнезиум, железо и хром[67]. Емисијата на Х-зраци од Вега е многу мала, што покажува дека короната за оваа ѕвезда мора да биде многу слаба или да не постои[68]. Меѓутоа, бидејќи полот на Вега е свртен кон Земјата и може да биде присутна поларна коронална дупка,,[57][69] потврда за корона како веројатен извор на рендгенските зраци откриени од Вега (или регионот многу блиску до Вега) може да биде тешко бидејќи повеќето коронални рендгенски зраци не би се емитувале по должина на линијата на видот.[69][70]

Со помош на спектрополариметрија, било откриено магнетно поле на површината на Вега од страна на тим астрономи во Опсерваторијата Пик ди Миди. Ова е прва таква детекција на магнетно поле на ѕвезда од спектрална класа А која не е Ap-хемиски чудна ѕвезда. Просечната компонента на видното поле на ова поле има јачина од −0,6 ± 0,3 гаус (G)[71]. Ова е споредливо со средното магнетно поле на Сонцето.[72] Пријавени се магнетни полиња од околу 30 G за Вега, во споредба со околу 1 G за Сонцето.[57] Во 2015 година, на површината на ѕвездата биле откриени светли ѕвездени дамки - првото такво откривање за нормална ѕвезда од типот А, и овие карактеристики покажуваат докази за вртежна модулација со период од 0,68 ден.[73]

Вртење

[уреди | уреди извор]

Вега има период на вртење од 16,3 часа, многу побрзо од периодот на вртење на Сонцето, но сличен и малку побавен од оние на Јупитер и Сатурн. Поради тоа, Вега е значително сфероидна како тие две планети[12].

Кога полупречникот на Вега бил измерен со висока точност со интерферометар, тоа резултирало со неочекувано голема проценета вредност од 2,73 ± 0,01 пати поголема од Сончевиот полупречник. Тој е 60% поголем од полпречникот на ѕвездата Сириус, додека ѕвездените модели покажале дека треба да биде само околу 12% поголем. Сепак, ова несовпаѓање може да се објасни дококлку Вега е ѕвезда која брзо се врти и се гледа од насоката на нејзиниот пол на вртење. Набљудувањата од низата CHARA во 2005-06 година го потврдиле овој заклучок.[12]

Споредба на големината на Вега (лево) со Сонцето (десно)

Полот на Вега - неговата вртежна оска - е наклонет не повеќе од пет степени од линијата на видот кон Земјата. На највисокиот крај на проценките за брзината на вртење за Вега е 236,2 ± 3,7 [60] по должината на екваторот, многу повисока од набљудуваната (т.е. проектираната ) брзина на вртење бидејќи Вега се гледа речиси на полот. Ова е 88% од брзината што би предизвикала ѕвездата да почне да се распаѓа од центрифугалните ефекти.[60] Оваа брзо вртење на Вега произведува изразено екваторијално испакнување, така што полупречникот на екваторот е 19% поголем од поларниот полупречник, во споредба со нешто под 11% за Сатурн, најраспространетата од планетите на Сончевиот систем. (Проценетиот поларен полупречник на оваа ѕвезда е 2,362 ± 0,012 сончеви полупречници, додека екваторијалниот полупречник е 2,818 ± 0,013 сончеви полупречници.[60]) Од Земјата, оваа испакнатост се гледа од насоката на нејзиниот пол, создавајќи премногу голема проценка за полупречникот.

Месната површинска гравитација на половите е поголема отколку на екваторот, што создава варијација во делотворната температура над ѕвездата: поларната температура е близу 10.000, додека екваторијалната температура е околу 8.152 келвини.[60] Оваа голема температурна разлика помеѓу половите и екваторот произведува силен ефект на затемнување на гравитацијата. Како што се гледа од половите, ова резултира со потемни (со помал интензитет) рабови отколку што вообичаено би се очекувало за сферично симетрична ѕвезда. Температурниот градиент исто така може да значи дека Вега има регион на конвекција околу екваторот,[12][74] додека остатокот од атмосферата веројатно е во речиси чист зрачен слој. Според теоремата на Фон Цајпел, месната сјајност е поголема на половите[75]. Како резултат на тоа, ако Вега се гледа по рамнината на нејзиниот екватор наместо речиси на полот, тогаш нејзината вкупна сјајност би била помала.

Бидејќи Вега долго време се користела како стандардна ѕвезда за калибрирање, откритието дека таа брзо се врти може да предизвика некои од основните претпоставки кои се засноваа на тоа дека таа е сферично симетрична. Со аголот на гледање и стапката на вртење на Вега кои денес се подобро познати, ова ќе овозможи подобрени калибрации на инструментите.[76]

Изобилство на елементи

[уреди | уреди извор]

Во астрономијата, оние елементи со поголем атомски број од хелиумот се нарекуваат „металични“. Металичноста на фотосферата на Вега е само околу 32% од изобилството на тешки елементи во атмосферата на Сонцето.[note 2](Споредбено го ова, на пример, со тројно изобилство на металничост во сличната ѕвезда Сириус во споредба со Сонцето.) За споредба, Сонцето има изобилство на елементи потешки од хелиумот од околу Z Sol = 0,0172 ± 0,002.[77] Така, во однос на изобилството, само околу 0,54% од Вега се состои од елементи потешки од хелиумот. Азот е малку позастапен, кислородот е само маргинално помалку изобилството на сулфур е околу 50% од сончевата енергија. Од друга страна, Вега има само 10% до 30% од сончевото изобилство за повеќето други главни елементи со бариум и скандиум под 10%.[60]

Невообичаено ниската металничост на Вега ја прави слаба ѕвезда од типот на Ламбда Воловар.[78][79] Сепак, причината за постоењето на такви хемиски чудни, спектрални ѕвезди од класа A0-F0 останува нејасна. Една од можностите е дека хемиската особеност може да биде резултат на расејување или губење на масата, иако ѕвездените модели покажуваат дека тоа вообичаено би се случило единствено при крајот на животниот век на ѕвездата што гори во водород. Друга можност е дека ѕвездата настанала од меѓуѕвездена средина од гас и прашина која била невообичаено сиромашна со метал.[80]

Набљудуваниот сооднос на хелиум и водород во Вега изнесува 0,030 ± 0,005, што е околу 40% пониско од Сонцето. Ова може да биде предизвикано од исчезнувањето на струевитиот слој на хелиум во близина на површината. Пренесувањето на енергија наместо тоа се врши со радијативен процес, кој може да предизвика аномалија на изобилството преку дифузија.[81]

Кинематика

[уреди | уреди извор]

Радијалната брзина на Вега е компонента на движењето на оваа ѕвезда по должина на линијата на видот до Земјата. Движењето подалеку од Земјата ќе предизвика светлината од Вега да се префрли на пониска честота (кон црвено) или на поголема фреквенција (кон сина) доколку движењето е кон Земјата. Така, брзината може да се мери од количината на поместување на спектарот на ѕвездата. Прецизните мерења на ова сино поместување даваат вредност од −13,9 ± 0,9.[9] Знакот минус означува релативно движење кон Земјата.

Движењето попречно на линијата на видот предизвикува промена на местоположбата на Вега во однос на подалечните ѕвезди во позадина. Внимателно мерење на положбата на ѕвездата овозможува да се пресмета ова аголно движење, познато како сопствено движење. Сопственото движење на Вега е 202,03 ± 0,63 (мас) годишно во десната асцензија - небесниот еквивалент на географската должина - и 287,47 ± 0,54 во деклинација, што е еквивалентно на промена на географската ширина. Нето правилното движење на Вега е 327,78 мас/год.[82] што резултира со аголно движење од степен на секои 11.000 години.

Во галактичкиот координатен систем, компонентите на вселенската брзина на Вега се (U, V, W) = (−16,1 ± 0,3, −6,3 ± 0,8, −7,7 ± 0,3) km/s, за нето вселенска брзина од 19 км/сек..[83] Радијалната компонента на оваа брзина - во насока на Сонцето - е −13,9 км/сек., додека попречната брзина е 12,9 км/сек. Иако Вега во моментов е само петтата најсветла ѕвезда на ноќното небо, ѕвездата полека сјае бидејќи правилното движење предизвикува да се приближи до Сонцето.[84] Вега ќе го направи својот најблизок пристап за околу 264.000 години на перихелско растојание од 4.04 пс (13.2 сг)[85].

Врз основа на кинематичките својства на оваа ѕвезда, се смета дека припаѓа на ѕвезденото здружение наречено Кастерска движечка група[60]. Сепак, Вега можеби е многу постара од оваа група, така што членството останува неизвесно.[60] Оваа група содржи околу 16 ѕвезди, вклучувајќи ги Алфа Вага, Алфа Кефеј, Кастор, Фомалхаут и Вега. Сите членови на групата се движат во речиси иста насока со слични вселенски брзини . Членството во подвижна група подразбира заедничко потекло за овие ѕвезди во расеано јато кое оттогаш станало гравитациски неповрзано.[86] Проценетата возраст на оваа подвижна група е 200 ± 100 милиони години, и тие имаат просечна вселенска брзина од 16,5 км/сек.[note 3][83]

Можен планетарен систем

[уреди | уреди извор]
Планетарен систем Вега[25]
Придружници Маса Голема полуоска
(ае) 		Орбитален период
(денови) 		Занесеност Наклон Полупречник
b (непотврдено) 21,9 ± 5,1 M⊕ 0,04555 ± 0,00053 2,42977 ± 0,00016 0,25 ± 0,15 — —
Debris disk 86–815 AU 6.2?° —
Средна инфрацрвена (24 μm) слика на остаточниот диск околу Вега

Инфрацрвен вишок

[уреди | уреди извор]

Еден од раните резултати од инфрацрвениот астрономски сателит (ИЦАС) било откривањето на вишок инфрацрвен флукс што доаѓа од Вега, надвор од она што би се очекувало само од ѕвездата. Овој вишок бил измерен на бранови должини од 25, 60 и 100 μm, и аголен полупречник од 10" на самата ѕвезда. На измереното растојание на Вега, ова одговарало на вистински полупречник од 80 астрономски единици (АЕ), каде што АЕ е просечниот полупречник на орбитата на Земјата околу Сонцето. Било предложено дека ова зрачење доаѓа од поле на орбитирачки честички со димензија од редот на милиметар, бидејќи сè помало на крајот ќе биде отстрането од системот со притисок на зрачење или вовлечено во ѕвездата со помош на Појнтингово-Робертсоновото влечење.[87] Вториот е резултат на притисокот на зрачење што создава делотворна сила што се спротивставува на орбиталното движење на честичката прашина, предизвикувајќи таа да се спира навнатре. Овој ефект е најизразен за ситните честички кои се поблиску до ѕвездата. .[88]

Последователни мерења на Вега на 193 μm покажале помал од очекуваниот флукс за хипотетизираните честички, што сугерира дека тие треба да бидат од редот на 100 μm или помалку. За да се одржи оваа количина прашина во орбитата околу Вега, ќе биде потребен постојан извор на надополнување. Предложениот механизам за одржување на прашината бил диск од споени тела кои биле во процес на колапс за да формираат планета.[87] Моделите наместени на распространување на прашина околу Вега покажуваат дека станува збор за кружен диск со полупречник од 120 астрономски единици, гледан од полот. Покрај тоа, има дупка во средината на дискот со полупречник не помал од 80 АЕ.[89]

По откривањето на вишок на инфрацрвени зраци околу Вега, биле пронајдени и други ѕвезди кои покажуваат слична аномалија која се припишува на емисијата на прашина. Почнувајќи од 2002 година, биле пронајдени околу 400 од овие ѕвезди, и тие станале познати како „Вега“ или „вишок од Вега“. Се верува дека тие можат да дадат индиции за потеклото на Сончевиот систем[24].

Остаточни дискови

[уреди | уреди извор]

До 2005 година, вселенскиот телескоп „Спицер“ произвел инфрацрвени снимки со висока резолуција од прашината околу Вега. Се покажало дека се протега до 43 инчи (330 АЕ) на бранова должина од 24 μm, 70″ (543 АЕ) на 70 μm и 105" (815 АЕ) на 160 μm. Било утврдено дека овие многу пошироки дискови се кружни и без грутки, со честички прашина кои се движат од 1 до 50 μm во големина. Проценетата вкупна маса на оваа прашина е 3 ×10−3 пати поголема од Земјината маса (околу 7,5 пати помасивна од астероидниот појас). Производството на прашина би барало судири помеѓу астероиди во популација што одговара на Кајперовиот Појас околу Сонцето. Така, прашината е поверојатно создадена од остаточен диск околу Вега, наместо од протопланетарен диск како што се сметало порано..[23]

Концептот на уметникот за неодамнешниот масивен судир на објекти со големина на џуџеста планета што можеби придонеле за прстенот околу Вега

Внатрешната граница на остаточниот диск била проценета на 11 ± 2 ", или 100 АЕ. Дискот се создава додека притисокот на зрачење од Вега ги турка остатоците од судирите на поголемите предмети кон надвор. Сепак, континуираното производство на количината на прашина забележана во текот на животот на Вега би барала огромна почетна маса - проценета како стотици пати поголема од Јупитеровата маса. Оттука, поверојатно е дека е произведен како резултат на релативно неодамнешно распаѓање на комета или астероид[90] со средна големина (или поголема), кои потоа дополнително се фрагментирани како резултат на судири помеѓу помалите компоненти и другите тела. Овој прашлив диск би бил релативно млад на временската скала на староста на ѕвездата и на крајот ќе биде отстранет освен ако други настани од судир не обезбедат повеќе прашина.[23]

Набљудувањата, најприн со Паломарскиот интерферометар за тестирање од Дејвид Цијарди и Џерард ван Бел во 2001 година[91], а потоа подоцна потврдени со низата CHARA на планината Вилсон во 2006 година и низата со инфрацрвени оптички телескопи на планината Хопкинс во 2011 година,[92] откриле докази за внатрешна лента од прашина околу Вега. Со потекло од 8 АЕ на ѕвездата, оваа егзозодијачка прашина може да биде доказ за динамички пертурбации во системот. Ова може да биде предизвикано од интензивно бомбардирање на комети или метеори и може да биде доказ за постоење на планетарен систем.[93]

Можни планети

[уреди | уреди извор]

Набљудувањата од телескопот „Џејмс Клерк Максвел“ во 1997 година откриле „издолжен светол средишен регион“ кој достигнува врв на 9" (70 АЕ) североисточно од Вега. Ова било хипотезирано или како пертурбација на остаточниот диск од планета или на друг објект кој орбитира и е опкружен со прашина. Сепак, снимките од Кековиот телескоп ја отфрлиле можноста за придружник до магнитуда 16, што би одговарало на тело со повеќе од 12 пати поголема јупитеровата маса.[94] Астрономите од Заедничкиот астрономски центар на Хаваи и во UCLA сугерираат дека сликата може да укаже на планетарен систем кој сè уште е во процес на формирање.[95]

Одредувањето на природата на планетата не било едноставно; еден труд од 2002 година претпоставува дека грутките се предизвикани од планета со маса приближна на јупитеровата на ексцентрична орбита. Прашината би се собирала во орбитите кои имаат резонанции на средно движење со оваа планета - каде што нивните орбитални периоди формираат цели фракции со периодот на планетата - создавајќи го добиеното згрутчување..[96]

Уметнички впечаток за планетата околу Вега

Во 2003 година, се претпоставувало дека овие грутки може да бидат предизвикани од планета со маса на Нептун која мигрирала од 40 до 65 АЕ пред околу 56 милиони години,[97] орбита доволно голема за да овозможи формирање на помали земјовидни планети поблиску до Вега. Миграцијата на оваа планета најверојатно ќе бара гравитациска интеракција со втора планета со поголема маса во помала орбита.[98]

Користејќи коронаграф на телескопот Субару на Хаваи во 2005 година, астрономите можеле дополнително да ја ограничат големината на планетата што орбитира околу Вега на не повеќе од 5-10 пати поголема од јупитеровата маса.[99] Прашањето за можните грутки во остаточниот дск било повторно разгледано во 2007 година со користење на понови, почувствителни инструменти на интерферометарот Плато де Буре. Набљудувањата покажале дека прстенот од остатоци е мазен и симетричен..[100] Не биле пронајдени докази за дамките пријавени претходно, што фрла сомнеж за хипотетизираната џиновска планета. Мазната структура била потврдена во последователните набљудувања од Хјуз и сор. (2012)[101] и вселенскиот телескоп „Хершел“.[102]

Иако планетата допрва треба директно да се набљудува околу Вега, сè уште не може да се исклучи присуството на планетарен систем. Така би можело да има помали, земјовидни планети кои орбитираат поблиску до ѕвездата. Наклонот на планетарните орбити околу Вега веројатно е тесно усогласен со екваторијалната рамнина на оваа ѕвезда.[103]

Од перспектива на набљудувач на хипотетичка планета околу Вега, Сонцето би изгледало како бледа ѕвезда со големина од 4,3 магнитуди во соѕвездието Гулаб. [note 4]

Во 2021 година, труд кој анализирал десетгодишни спектри на Вега, открил кандидатски сигнал од 2,43 дена околу Вега, статистички проценет дека има само 1% шанси да биде лажно позитивен.[25] Со оглед на амплитудата на сигналот, авторите процениле минимална маса од 21,9 ± 5,1 маси на Земјата, но со оглед на многу коси вртежи на самата Вега од само 6,2° од перспектива на Земјата, планетата може да биде порамнета и на оваа рамнина, што и дава вистинска маса од 203 ± 47 земјини маси. Истражувачите откриле и слаб 196,4+1,6
1,9 -ден сигнал кој може да се преведе на 80 ± 21 земјински маси (740 ± 190 со наклон од 6,2°), но е премногу слаб за да се тврди дека е вистински сигнал со достапни податоци.[25]

Етимологија и културно значење

[уреди | уреди извор]

Се верува дека името е изведено од арапскиот термин Al Nesr al Waki النسر الواقع кој се појавил во каталогот на ѕвезди ел-Акасиси ел-Мукет и бил преведен на латински како Vultur Cadens, „орел/мршојадец што паѓа“.[104][note 5] Соѕвездието било претставено како мршојадец во древниот Египет[105] и како орел или мршојадец во античка Индија.[106][107] Арапското име потоа се појавило во западниот свет во Алфонсиновите табели[108] кои биле составени помеѓу 1215 и 1270 година по наредба на кралот Алфонсо X.[109] Средновековните астролаби од Англија и Западна Европа ги користеле имињата Вега и Алвака и ги прикажувале неа и Алтаир како птици.[110]

Меѓу северниот полинезиски народ, Вега била позната како whetu o te tau, годишната ѕвезда. За одреден период од историјата, тоа го означи почетокот на нивната нова година кога ќе се подготви теренот за садење. На крајот оваа функција ѕведата била означена со Плејадите.[111]

Асирците ја нарекле оваа поларна ѕвезда како Дајан-саме, „Судијата на небото“, додека на акадски таа била позната како Тир-ана, „Животот на небото“. Во вавилонската астрономија, Вега можеби била една од ѕвездите по име Дилган, „Гласник на светлината“.[15] За старите Грци, соѕвездието било формирано од харфата на Орфеј, со Вега како нејзина рачка. За Римското Царство, почетокот на есента се засновало на часот во кој Вега застанува под хоризонтот.[14]

На кинески, 織女, што значи ткајачка девојка (астеризам), се однесува на астеризам кој се состои од Vega, ε Лира и ζ 1 Лира.[112] Следствено, кинеското име за Вега е 織女一 „Прва ѕвезда на девојката ткајачка“.[113]). Во кинеската митологија, постои љубовна приказна за Кикси (七夕) во кој Ниуланг (牛郎, Алтаир) и неговите две деца (β Орел и γ Орел) се одвоени од нивната мајка Жину (織女, сјајната „ткајачка-девојка“, Вега) која се наоѓа на далечната страна на реката, Млечниот Пат.[114] Меѓутоа, еден ден годишно на седмиот ден од седмиот месец од кинескиот месечев календар, страчките прават мост за Ниуланг и Жину повторно да бидат заедно на кратка средба. Јапонскиот фестивал Танабата, во кој Вега е познат како Орихиме (織姫), исто така се заснова на оваа легенда.[115]

Во зороастризмот, Вега понекогаш се поврзувала со Ванант, мало божество чие име значи „освојувач“.[116]

Домородниот народ Буронг од северо-западна Викторија, Австралија, ја нарекла Нејлоан,[117] „летечка кокошка“.[118]

Во Шримад Бхагаватам, Шри Кришна му кажува на Арџуна дека меѓу Накшатра тој е Абхиџит, која забелешка укажува на поволноста на оваа Накшатра.[119]

Средновековните астролози ја вброиле Вега како една од бехенските ѕвезди[120] и ја поврзале со хризолит и планинска чубрика. Корнелиј Агрипа го навел неговиот кабалистички знак под Vultur cadens, буквален латински превод на арапското име.[121] Табелите на средновековните ѕвезди ги навеле и алтернативните имиња Ваги, Вагиех и Века за оваа ѕвезда.[31]

Поемата на В.Х. Оден од 1933 година „Летна ноќ (на Џефри Хојланд)“ славно започнува со двојката „Надвор на тревникот лежам во кревет,/Вега видлива над главата“.[122]

Вега станала првата ѕвезда која имала автомобил именувана по неа со француската линија на автомобили Facel Vega од 1954 година наваму, а подоцна, во Америка, Шевролет ја лансирала Вега во 1971 година.[123] Други возила именувани по Вега го вклучуваат системот за лансирање Вега на Европската вселенска агенција[124] и авионот Локхид Вега.[125]

Наводи

[уреди | уреди извор]
  1. ↑ „Vega“, Oxford English Dictionary (3rd. изд.), Oxford University Press, September 2005 Invalid |mode=CS1 (help) (бара Претплата или членство во британска јавна библиотека .)
  2. ↑ 2,0 2,1 „Vega“. Merriam-Webster Dictionary.
  3. ↑ Kunitzsch, Paul; Smart, Tim (2006). A Dictionary of Modern star Names: A Short Guide to 254 Star Names and Their Derivations (2nd rev.. изд.). Cambridge, Massachusetts: Sky Pub. ISBN 978-1-931559-44-7.
  4. ↑ 4,0 4,1 4,2 4,3 4,4 4,5 van Leeuwen, F. (November 2007). „Validation of the new Hipparcos reduction“. Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357. S2CID 18759600.
  5. ↑ Bohlin, R. C.; Gilliland, R. L. (2004). „Hubble Space Telescope Absolute Spectrophotometry of Vega from the Far-Ultraviolet to the Infrared“. The Astronomical Journal. 127 (6): 3508–3515. Bibcode:2004AJ....127.3508B. doi:10.1086/420715.
  6. ↑ 6,0 6,1 Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; и др. (2009). „VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007–2013)“. VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S. 1: 02025. Bibcode:2009yCat....102025S.
  7. ↑ Gray, R. O.; Corbally, C. J.; Garrison, R. F.; McFadden, M. T.; Robinson, P. E. (2003). „Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 parsecs: The Northern Sample I“. The Astronomical Journal. 126 (4): 2048. arXiv:astro-ph/0308182. Bibcode:2003AJ....126.2048G. doi:10.1086/378365. S2CID 119417105.
  8. ↑ 8,0 8,1 Ducati, J. R. (2002). „VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system“. CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues. 2237. Bibcode:2002yCat.2237....0D.
  9. ↑ 9,0 9,1 Evans, D. S. (June 20–24, 1966). „The Revision of the General Catalogue of Radial Velocities“. Proceedings from IAU Symposium no. 30. Determination of Radial Velocities and Their Applications. 30. London, England. стр. 57. Bibcode:1967IAUS...30...57E.
  10. ↑ Gatewood, George (2008). „Astrometric Studies of Aldebaran, Arcturus, Vega, the Hyades, and Other Regions“. The Astronomical Journal. 136 (1): 452–460. Bibcode:2008AJ....136..452G. doi:10.1088/0004-6256/136/1/452.
  11. ↑ 11,0 11,1 11,2 11,3 11,4 Monnier, J. D.; Che, Xiao; Zhao, Ming; Ekstrom, S.; Maestro, V.; Aufdenberg, J.; Baron, F.; Georgy, C.; Kraus, S.; McAlister, H.; Pedretti, E.; Ridgway, S.; Sturmann, J.; Sturmann, L.; Brummelaar, T. ten (2012-12-10), „Resolving Vega and the inclination controversy with CHARA/MIRC“, The Astrophysical Journal, 761 (1): L3, arXiv:1211.6055, Bibcode:2012ApJ...761L...3M, doi:10.1088/2041-8205/761/1/L3, ISSN 2041-8205
  12. ↑ 12,0 12,1 12,2 12,3 Aufdenberg, J.P.; и др. (2006). „First results from the CHARA Array: VII. Long-Baseline Interferometric Measurements of Vega Consistent with a Pole-On, Rapidly Rotating Star?“. Astrophysical Journal. 645 (1): 664–675. arXiv:astro-ph/0603327. Bibcode:2006ApJ...645..664A. doi:10.1086/504149. S2CID 13501650.
  13. ↑ 13,0 13,1 Petit, P.; Böhm, T.; Folsom, C. P.; Lignières, F.; Cang, T. (2022). „A decade-long magnetic monitoring of Vega“. Astronomy and Astrophysics. 666: A20. arXiv:2208.09196. Bibcode:2022A&A...666A..20P. doi:10.1051/0004-6361/202143000. S2CID 251710497 Проверете ја вредноста |s2cid= (help).
  14. ↑ 14,0 14,1 14,2 14,3 14,4 Allen, Richard Hinckley (1963). Star Names: Their Lore and Meaning. Courier Dover Publications. ISBN 978-0-486-21079-7.
  15. ↑ 15,0 15,1 Kendall, E. Otis (1845). Uranography: Or, A Description of the Heavens; Designed for Academics and Schools; Accompanied by an Atlas of the Heavens. Philadelphia: Oxford University Press.
  16. ↑ Staff. „V* alf Lyr – Variable Star“. SIMBAD. Посетено на 2007-10-30.—use the "display all measurements" option to show additional parameters.
  17. ↑ Gulliver, Austin F.; и др. (1994). „Vega: A rapidly rotating pole-on star“. The Astrophysical Journal. 429 (2): L81–L84. Bibcode:1994ApJ...429L..81G. doi:10.1086/187418.
  18. ↑ „Calculation by the Stellarium application version 0.10.2“. Посетено на 2009-07-28.
  19. ↑ 19,0 19,1 Barger, M. Susan; и др. (2000). The Daguerreotype: Nineteenth-Century Technology and Modern Science. JHU Press. стр. 88. ISBN 978-0-8018-6458-2. Занемарен непознатиот параметар |orig-date= (help)
  20. ↑ 20,0 20,1 Barker, George F. (1887). „On the Henry Draper Memorial Photographs of Stellar Spectra“. Proceedings of the American Philosophical Society. 24: 166–172.
  21. ↑ Kinman, T.; и др. (2002). „The determination of Teff for metal-poor A-type stars using V and 2MASS J, H and K magnitudes“. Astronomy and Astrophysics. 391 (3): 1039–1052. Bibcode:2002A&A...391.1039K. doi:10.1051/0004-6361:20020806.
  22. ↑ 22,0 22,1 Peterson, D. M.; и др. (2006). „Vega is a rapidly rotating star“. Nature. 440 (7086): 896–899. arXiv:astro-ph/0603520. Bibcode:2006Natur.440..896P. doi:10.1038/nature04661. PMID 16612375. S2CID 533664.
  23. ↑ 23,0 23,1 23,2 Su, K. Y. L.; и др. (2005). „The Vega Debris Disk: A Surprise from Spitzer“. The Astrophysical Journal. 628 (1): 487–500. arXiv:astro-ph/0504086. Bibcode:2005ApJ...628..487S. doi:10.1086/430819. S2CID 18898968.
  24. ↑ 24,0 24,1 Song, Inseok; и др. (2002). „M-Type Vega-like Stars“. The Astronomical Journal. 124 (1): 514–518. arXiv:astro-ph/0204255. Bibcode:2002AJ....124..514S. doi:10.1086/341164. S2CID 3450920.
  25. ↑ 25,0 25,1 25,2 25,3 Hurt, Spencer A.; Quinn, Samuel N.; Latham, David W.; Vanderburg, Andrew; Esquerdo, Gilbert A.; Calkins, Michael L.; Berlind, Perry; Angus, Ruth; Latham, Christian A.; Zhou, George (21 January 2021). „A Decade of Radial-velocity Monitoring of Vega and New Limits on the Presence of Planets“. The Astronomical Journal. 161 (4): 157. arXiv:2101.08801. Bibcode:2021AJ....161..157H. doi:10.3847/1538-3881/abdec8. S2CID 231693198 Проверете ја вредноста |s2cid= (help).
  26. ↑ Glassé, Cyril (2008). The new encyclopedia of Islam. Reference, Information and Interdisciplinary Subjects Series (3rd. изд.). Rowman & Littlefield. стр. 75. ISBN 978-0-7425-6296-7.
  27. ↑ „IAU Working Group on Star Names (WGSN)“. International Astronomical Union. Посетено на 22 May 2016.
  28. ↑ „Bulletin of the IAU Working Group on Star Names, No. 1“ (PDF). IAU Division C: Education, Outreach and Heritage (WGSN). July 2016. Посетено на 28 July 2016.
  29. ↑ „IAU Catalog of Star Names“. IAU Division C: Education, Outreach and Heritage (WGSN). August 21, 2016. Посетено на 28 July 2016.
  30. ↑ 30,0 30,1 Pasachoff, Jay M. (2000). A Field Guide to Stars and Planets (4th. изд.). Houghton Mifflin Field Guides. ISBN 978-0-395-93431-9.
  31. ↑ 31,0 31,1 Burnham, Robert J. R. (1978). Burnham's Celestial Handbook: An Observer's Guide to the Universe Beyond the Solar System. 2. Courier Dover Publications. ISBN 978-0-486-23568-4.
  32. ↑ Chaikin, Andrew L. (1990). Beatty, J. K.; Petersen, C. C. (уред.). The New Solar System (4th. изд.). Cambridge, England: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-64587-4.
  33. ↑ Roy, Archie E.; и др. (2003). Astronomy: Principles and Practice. CRC Press. ISBN 978-0-7503-0917-2.
  34. ↑ 34,0 34,1 Tomkin, Jocelyn (April 1998). „Once and Future Celestial Kings“. Sky and Telescope. 95 (4): 59–63. Bibcode:1998S&T....95d..59T. – based on computations from HIPPARCOS data. (The calculations exclude stars whose distance or proper motion is uncertain.) PDF[мртва врска]
  35. ↑ Upgren, Arthur R. (1998). Night Has a Thousand Eyes: A Naked-Eye Guide to the Sky, Its Science, and Lore. Basic Books. Bibcode:1998nhte.book.....U. ISBN 978-0-306-45790-6.
  36. ↑ Holden, Edward S.; и др. (1890). „Photographs of Venus, Mercury and Alpha Lyræ in Daylight“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 2 (10): 249–250. Bibcode:1890PASP....2..249H. doi:10.1086/120156. S2CID 120286863.
  37. ↑ „Spectroscopy and the Birth of Astrophysics“. Tools of Cosmology. American Institute of Physics. Посетено на 2022-03-29.
  38. ↑ Hentschel, Klaus (2002). Mapping the Spectrum: Techniques of Visual Representation in Research and Teaching. Oxford University Press. ISBN 978-0-19-850953-0.
  39. ↑ Garrison, R. F. (December 1993). „Anchor Points for the MK System of Spectral Classification“. Bulletin of the American Astronomical Society. 25: 1319. Bibcode:1993AAS...183.1710G. Архивирано од изворникот на June 25, 2019. Посетено на February 5, 2012.
  40. ↑ Гор, Џ.Е. (1904). Студии во астрономијата. Лондон: Chatto & Windus. стр. 42.
  41. ↑ Berry, Arthur (1899). A Short History of Astronomy. New York: Charles Scribner's Sons. ISBN 978-0-486-20210-5.
  42. ↑ Dick, Wolfgang R.; Ruben, G. (1988). „The First Successful Attempts to Determine Stellar Parallaxes in the Light of the Bessel/Struve Correspondence“. Mapping the Sky: Past Heritage and Future Directions. Springer. стр. 119–121. doi:10.1017/S007418090013949X. ISBN 978-90-277-2810-4.
  43. ↑ Anonymous (2007-06-28). „The First Parallax Measurements“. Astroprof. Посетено на 2007-11-12.
  44. ↑ Perryman, M. A. C.; и др. (1997). „The Hipparcos Catalogue“. Astronomy and Astrophysics. 323: L49–L52. Bibcode:1997A&A...323L..49P.
  45. ↑ Perryman, Michael (2010). The Making of History's Greatest Star Map. Astronomers' Universe. Heidelberg: Springer-Verlag. Bibcode:2010mhgs.book.....P. doi:10.1007/978-3-642-11602-5. ISBN 978-3-642-11601-8.
  46. ↑ Garfinkle, Robert A. (1997). Star-Hopping: Your Visa to Viewing the Universe. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-59889-7.
  47. ↑ Cochran, A. L. (1981). „Spectrophotometry with a self-scanned silicon photodiode array. II – Secondary standard stars“. Astrophysical Journal Supplement Series. 45: 83–96. Bibcode:1981ApJS...45...83C. doi:10.1086/190708.
  48. ↑ Johnson, H. L.; и др. (1953). „Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas“. Astrophysical Journal. 117: 313–352. Bibcode:1953ApJ...117..313J. doi:10.1086/145697.
  49. ↑ Walsh, J. (2002-03-06). „Alpha Lyrae (HR7001)“. Optical and UV Spectrophotometric Standard Stars. ESO. Архивирано од изворникот на 2007-02-09. Посетено на 2007-11-15.—flux versus wavelength for Vega.
  50. ↑ McMahon, Richard G. (2005-11-23). „Notes on Vega and magnitudes“ (Text). University of Cambridge. Посетено на 2007-11-07.
  51. ↑ 51,0 51,1 Fernie, J. D. (1981). „On the variability of Vega“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 93 (2): 333–337. Bibcode:1981PASP...93..333F. doi:10.1086/130834.
  52. ↑ Gautschy, A.; и др. (1995). „Stellar Pulsations Across The HR Diagram: Part 1“. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 33 (1): 75–114. Bibcode:1995ARA&A..33...75G. doi:10.1146/annurev.aa.33.090195.000451.
  53. ↑ I.A., Vasil'yev; и др. (1989-03-17). „On the Variability of Vega“. Commission 27 of the I.A.U. Посетено на 2007-10-30.
  54. ↑ Hayes, D. S. (May 24–29, 1984). „Stellar absolute fluxes and energy distributions from 0.32 to 4.0 microns“. Proceedings of the Symposium, Calibration of fundamental stellar quantities. 111. стр. 225–252. Bibcode:1985IAUS..111..225H.
  55. ↑ Gray, Raymond (2007). „The Problems with Vega“. The Future of Photometric, Spectrophotometric and Polarimetric Standardization, ASP Conference Series, Proceedings of a Conference Held 8–11 May 2006 in Blankenberge, Belgium. 364: 305–. Bibcode:2007ASPC..364..305G.
  56. ↑ Butkovskaya, Varvara (2011). „The long-term variability of Vega“. Astronomische Nachrichten. 332 (9–10): 956–960. Bibcode:2011AN....332..956B. doi:10.1002/asna.201111587.
  57. ↑ 57,0 57,1 57,2 Topka, K.; и др. (1979). „Detection of soft X-rays from Alpha Lyrae and Eta Bootis with an imaging X-ray telescope“. Astrophysical Journal. 229: 661. Bibcode:1979ApJ...229..661T. doi:10.1086/157000.
  58. ↑ Harvey, Paul E.; и др. (1984). „On the far-infrared excess of Vega“. Nature. 307 (5950): 441–442. Bibcode:1984Natur.307..441H. doi:10.1038/307441a0. S2CID 4330793.
  59. ↑ Mengel, J. G.; и др. (1979). „Stellar evolution from the zero-age main sequence“. Astrophysical Journal Supplement Series. 40: 733–791. Bibcode:1979ApJS...40..733M. doi:10.1086/190603.—From pages 769–778: for stars in the range 1.75 < M < 2.2, 0.2 < Y < 0.3 and 0.004 < Z < 0.01, stellar models give an age range of (0,43+–
    1,64    )⋅109 years     between a star joining the main sequence and turning off to the red giant branch. With a mass closer to 2.2, however, the interpolated age for Vega is less than a billion.
  60. ↑ 60,0 60,1 60,2 60,3 60,4 60,5 60,6 60,7 Yoon, Jinmi; и др. (January 2010). „A New View of Vega's Composition, Mass, and Age“. The Astrophysical Journal. 708 (1): 71–79. Bibcode:2010ApJ...708...71Y. doi:10.1088/0004-637X/708/1/71.
  61. ↑ Salaris, Maurizio; и др. (2005). Evolution of Stars and Stellar Populations. John Wiley and Sons. стр. 120. ISBN 978-0-470-09220-0.
  62. ↑ Browning, Matthew; и др. (2004). „Simulations of core convection in rotating A-type stars: Differential rotation and overshooting“. Astrophysical Journal. 601 (1): 512–529. arXiv:astro-ph/0310003. Bibcode:2004ApJ...601..512B. doi:10.1086/380198. S2CID 16201995.
  63. ↑ Padmanabhan, Thanu (2002). Theoretical Astrophysics. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-56241-6.
  64. ↑ Oke, J. B.; и др. (1970). „The Absolute Spectral Energy Distribution of Alpha Lyrae“. Astrophysical Journal. 161: 1015–1023. Bibcode:1970ApJ...161.1015O. doi:10.1086/150603.
  65. ↑ Richmond, Michael. „The Boltzmann Equation“. Rochester Institute of Technology. Посетено на 2007-11-15.
  66. ↑ Clayton, Donald D. (1983). Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. University of Chicago Press. ISBN 978-0-226-10953-4.
  67. ↑ Michelson, E. (1981). „The near ultraviolet stellar spectra of alpha Lyrae and beta Orionis“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 197: 57–74. Bibcode:1981MNRAS.197...57M. doi:10.1093/mnras/197.1.57.
  68. ↑ Schmitt, J. H. M. M. (1999). „Coronae on solar-like stars“. Astronomy and Astrophysics. 318: 215–230. Bibcode:1997A&A...318..215S.
  69. ↑ 69,0 69,1 Vaiana, G. S. (1980). A. K. Dupree (уред.). „Stellar Coronae – Overview of the Einstein / CFA Stellar Survey In: Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun“. SAO Special Report. 389 (389): 195–215. Bibcode:1980SAOSR.389..195V.
  70. ↑ Munro, R. H.; и др. (May 1977). „Physical properties of a polar coronal hole from 2 to 5 solar radii“. Astrophysical Journal. 213 (5): 874–86. Bibcode:1977ApJ...213..874M. doi:10.1086/155220.
  71. ↑ Lignières, F.; и др. (2009). „First evidence of a magnetic field on Vega“. Astronomy & Astrophysics. 500 (3): L41–L44. arXiv:0903.1247. Bibcode:2009A&A...500L..41L. doi:10.1051/0004-6361/200911996. S2CID 6021105.
  72. ↑ Staff (July 26, 2009). „Magnetic Field On Bright Star Vega“. Science Daily. Посетено на 2009-07-30.
  73. ↑ Böhm, T.; и др. (May 2015). „Discovery of starspots on Vega. First spectroscopic detection of surface structures on a normal A-type star“. Astronomy & Astrophysics. 577: 12. arXiv:1411.7789. Bibcode:2015A&A...577A..64B. doi:10.1051/0004-6361/201425425. S2CID 53548120. A64.
  74. ↑ Staff (2006-01-10). „Rapidly Spinning Star Vega has Cool Dark Equator“. National Optical Astronomy Observatory. Посетено на 2007-11-18.
  75. ↑ Adelman, Saul J. (July 2004). „The physical properties of normal A stars“. Proceedings of the International Astronomical Union. 2004 (IAUS224): 1–11. Bibcode:2004IAUS..224....1A. doi:10.1017/S1743921304004314.
  76. ↑ Quirrenbach, Andreas (2007). „Seeing the Surfaces of Stars“. Science. 317 (5836): 325–326. doi:10.1126/science.1145599. PMID 17641185. S2CID 118213499.
  77. ↑ Antia, H. M.; и др. (2006). „Determining Solar Abundances Using Helioseismology“. The Astrophysical Journal. 644 (2): 1292–1298. arXiv:astro-ph/0603001. Bibcode:2006ApJ...644.1292A. doi:10.1086/503707. S2CID 15334093.
  78. ↑ Renson, P.; и др. (1990). „Catalogue of Lambda Bootis Candidates“. Bulletin d'Information du Centre de Données Stellaires. 38: 137–149. Bibcode:1990BICDS..38..137R.—Entry for HD 172167 on p. 144.
  79. ↑ Qiu, H. M.; и др. (2001). „The Abundance Patterns of Sirius and Vega“. The Astrophysical Journal. 548 (2): 77–115. Bibcode:2001ApJ...548..953Q. doi:10.1086/319000.
  80. ↑ Martinez, Peter; и др. (1998). „The pulsating lambda Bootis star HD 105759“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 301 (4): 1099–1103. Bibcode:1998MNRAS.301.1099M. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.02070.x.
  81. ↑ Adelman, Saul J.; и др. (1990). „An elemental abundance analysis of the superficially normal A star Vega“. Astrophysical Journal, Part 1. 348: 712–717. Bibcode:1990ApJ...348..712A. doi:10.1086/168279.
  82. ↑ Majewski, Steven R. (2006). „Stellar Motions“. University of Virginia. Архивирано од изворникот на 2012-01-25. Посетено на 2007-09-27.—The net proper motion is given by:
    where and are the components of proper motion in the R.A. and Declination, respectively, and is the Declination.
  83. ↑ 83,0 83,1 Barrado y Navascues, D. (1998). „The Castor moving group. The age of Fomalhaut and VEGA“. Astronomy and Astrophysics. 339: 831–839. arXiv:astro-ph/9905243. Bibcode:1998A&A...339..831B.
  84. ↑ Moulton, Forest Ray (1906). An Introduction to Astronomy. The Macmillan company. стр. 502.
  85. ↑ Bailer-Jones, C. A. L. (March 2015). „Close encounters of the stellar kind“. Astronomy & Astrophysics. 575: 13. arXiv:1412.3648. Bibcode:2015A&A...575A..35B. doi:10.1051/0004-6361/201425221. S2CID 59039482. A35.
  86. ↑ Inglis, Mike (2003). Observer's Guide to Stellar Evolution: The Birth, Life, and Death of Stars. Springer. ISBN 978-1-85233-465-9.
  87. ↑ 87,0 87,1 Harper, D. A.; и др. (1984). „On the nature of the material surrounding VEGA“. Astrophysical Journal, Part 1. 285: 808–812. Bibcode:1984ApJ...285..808H. doi:10.1086/162559.
  88. ↑ Robertson, H. P. (April 1937). „Dynamical effects of radiation in the solar system“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 97 (6): 423–438. Bibcode:1937MNRAS..97..423R. doi:10.1093/mnras/97.6.423.
  89. ↑ Dent, W. R. F.; и др. (2000). „Models of the dust structures around Vega-excess stars“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 314 (4): 702–712. Bibcode:2000MNRAS.314..702D. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.03331.x.
  90. ↑ Absil, O.; и др. (2006). „Circumstellar material in the Vega inner system revealed by CHARA/FLUOR“. Astronomy and Astrophysics. 452 (1): 237–244. arXiv:astro-ph/0604260. Bibcode:2006A&A...452..237A. doi:10.1051/0004-6361:20054522. S2CID 2165054.
  91. ↑ Ciardi, David R.; и др. (2001). „On The Near-Infrared Size of Vega“. The Astrophysical Journal. 559 (1): 237–244. arXiv:astro-ph/0105561. Bibcode:2001ApJ...559.1147C. doi:10.1086/322345. S2CID 15898697.
  92. ↑ Defrère, D.; и др. (2011). „Hot exozodiacal dust resolved around Vega with IOTA/IONIC“. Astronomy and Astrophysics. 534: A5. arXiv:1108.3698. Bibcode:2011A&A...534A...5D. doi:10.1051/0004-6361/201117017. S2CID 8291382.
  93. ↑ Girault-Rime, Marion (Summer 2006). „Vega's Stardust“. CNRS International Magazine. Посетено на 2007-11-19.
  94. ↑ Holland, Wayne S.; и др. (1998). „Submillimetre images of dusty debris around nearby stars“. Nature. 392 (6678): 788–791. Bibcode:1998Natur.392..788H. doi:10.1038/33874. S2CID 4373502.
  95. ↑ Staff (1998-04-21). „Astronomers discover possible new Solar Systems in formation around the nearby stars Vega and Fomalhaut“. Joint Astronomy Centre. Архивирано од изворникот на 2008-12-16. Посетено на 2007-10-29.
  96. ↑ Wilner, D.; и др. (2002). „Structure in the Dusty Debris around Vega“. The Astrophysical Journal. 569 (2): L115–L119. arXiv:astro-ph/0203264. Bibcode:2002ApJ...569L.115W. doi:10.1086/340691. S2CID 36818074.
  97. ↑ Wyatt, M. (2003). „Resonant Trapping of Planetesimals by Planet Migration: Debris Disk Clumps and Vega's Similarity to the Solar System“. The Astrophysical Journal. 598 (2): 1321–1340. arXiv:astro-ph/0308253. Bibcode:2003ApJ...598.1321W. doi:10.1086/379064. S2CID 10755059.
  98. ↑ Gilchrist, E.; и др. (2003-12-01). „New evidence for Solar-like planetary system around nearby star“. Royal Observatory, Edinburgh. Посетено на 2007-10-30.
  99. ↑ Itoh, Yoichi; и др. (2006). „Coronagraphic Search for Extrasolar Planets around ε Eri and Vega“. The Astrophysical Journal. 652 (2): 1729–1733. arXiv:astro-ph/0608362. Bibcode:2006ApJ...652.1729I. doi:10.1086/508420. S2CID 119542260.
  100. ↑ Piétu, V.; и др. (July 2011). „High-sensitivity search for clumps in the Vega Kuiper-belt. New PdBI 1.3 mm observations“. Astronomy & Astrophysics. 531: L2. arXiv:1105.2586. Bibcode:2011A&A...531L...2P. doi:10.1051/0004-6361/201116796. S2CID 55674804.
  101. ↑ Hughes, A. Meredith; и др. (2012). „Confirming the Primarily Smooth Structure of the Vega Debris Disk at Millimeter Wavelengths“. The Astrophysical Journal. 750 (1): 82. arXiv:1203.0318. Bibcode:2012ApJ...750...82H. doi:10.1088/0004-637X/750/1/82. S2CID 118553890. 82.
  102. ↑ Sibthorpe, B.; и др. (2010). „The Vega debris disc: A view from Herschel“. Astronomy and Astrophysics. 518: L130. arXiv:1005.3543. Bibcode:2010A&A...518L.130S. doi:10.1051/0004-6361/201014574. S2CID 6461181. L130.
  103. ↑ Campbell, B.; и др. (1985). „On the inclination of extra-solar planetary orbits“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 97: 180–182. Bibcode:1985PASP...97..180C. doi:10.1086/131516.
  104. ↑ Knobel, E. B. (June 1895). „Al Achsasi Al Mouakket, on a catalogue of stars in the Calendarium of Mohammad Al Achsasi Al Mouakket“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 55 (8): 429–438. Bibcode:1895MNRAS..55..429K. doi:10.1093/mnras/55.8.429.
  105. ↑ Massey, Gerald (2001). Ancient Egypt: the Light of the World. Adamant Media Corporation. ISBN 978-1-60206-086-9.
  106. ↑ Olcott, William Tyler (1911). Star Lore of All Ages: A Collection of Myths, Legends, and Facts Concerning the Constellations of the Northern Hemisphere. G.P. Putnam's sons. Bibcode:1911slaa.book.....O. ISBN 978-0-7873-1096-7.
  107. ↑ Houlding, Deborah (December 2005). „Lyra: The Lyre“. Sktscript. Посетено на 2007-11-04.
  108. ↑ Kunitzsch, Paul (1986). „The Star Catalogue Commonly Appended to the Alfonsine Tables“. Journal for the History of Astronomy. 17 (49): 89–98. Bibcode:1986JHA....17...89K. doi:10.1177/002182868601700202. S2CID 118597258.
  109. ↑ Houtsma, M. Th.; и др. (1987). E. J. Brill's First Encyclopaedia of Islam, 1913–36. VII. E.J. Brill. стр. 292.
  110. ↑ Gingerich, O. (1987). „Zoomorphic Astrolabes and the Introduction of Arabic Star Names into Europe“. Annals of the New York Academy of Sciences. 500 (1): 89–104. Bibcode:1987NYASA.500...89G. doi:10.1111/j.1749-6632.1987.tb37197.x. S2CID 84102853.
  111. ↑ Smith, S. Percy (1919). „The Fatherland of the Polynesians – Aryan and Polynesian Points of Contact“. The Journal of the Polynesian Society. 28: 18–20.
  112. ↑ 陳久金 (2005). 中國星座神話. 五南圖書出版股份有限公司. ISBN 978-986-7332-25-7.
  113. ↑ „天文教育資訊網“ [AEEA (Activities of Exhibition and Education in Astronomy)] (кинески). 2006-07-03. Архивирано од изворникот на May 21, 2011. Посетено на 2019-01-06.
  114. ↑ Wei, Liming; и др. (2005). Chinese Festivals. Chinese Intercontinental Press. ISBN 978-7-5085-0836-8.
  115. ↑ Kippax, John Robert (1919). The Call of the Stars: A Popular Introduction to a Knowledge of the Starry Skies with their Romance and Legend. G. P. Putnam's Sons.
  116. ↑ Boyce, Mary (1996). A History of Zoroastrianism, volume one: The Early Period. New York: E. J. Brill. ISBN 978-90-04-08847-4.
  117. ↑ Hamacher, Duane W.; и др. (2010). „An Aboriginal Australian Record of the Great Eruption of Eta Carinae“. Journal of Astronomical History & Heritage. 13 (3): 220–34. arXiv:1010.4610. Bibcode:2010JAHH...13..220H. doi:10.3724/SP.J.1440-2807.2010.03.06. S2CID 118454721.
  118. ↑ Stanbridge, William Edward (1857). „On the astronomy and mythology of the Aborigines of Victoria“. Proceedings of the Philosophical Institute of Victoria. 2: 137. Bibcode:1857PPIVT...2..137S.
  119. ↑ „ŚB 11.16.27“. vedabase.io (англиски). Посетено на 2021-03-29.
  120. ↑ Tyson, Donald; и др. (1993). Three Books of Occult Philosophy. Llewellyn Worldwide. ISBN 978-0-87542-832-1.
  121. ↑ Agrippa, Heinrich Cornelius (1533). De Occulta Philosophia. BRILL. ISBN 978-90-04-09421-5.
  122. ↑ „W. H. Auden – A Summer Night (to Geoffrey Hoyland)“. Посетено на 2019-01-06.
  123. ↑ Frommert, Hartmut. „Vega, Alpha Lyrae“. SEDS. Архивирано од изворникот на 2007-10-24. Посетено на 2007-11-02.
  124. ↑ Staff (2005-05-20). „Launch vehicles – Vega“. European Space Agency. Посетено на 2007-11-12.
  125. ↑ Rumerman, Judy (2003). „The Lockheed Vega and Its Pilots“. U.S. Centennial of Flight Commission. Архивирано од изворникот на 2007-10-18. Посетено на 2007-11-12.

Надворешни врски

[уреди | уреди извор]
Тела во соѕвездието Лира
Бајер
Флемстид
Променливи
HR
HD
Глизе
Кеплер
Други
Нормативна контрола


Грешка во наводот: Има ознаки <ref> за група именувана како „note“, но нема соодветна ознака <references group="note"/>.

Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Вега&oldid=5273085“