Vega

Vega
Stea

Imaginea telescopului Spitzer
Vega în lyra ru.svg
Date observaționale
( Epoca J2000.0 )
Tip de singur [1]
ascensiunea dreaptă 18 h  36 m  56,34 s [2]
declinaţie +38° 47′ 1.28″ [2]
Distanţă 7,67 ± 0,03 buc
Mărimea aparentă ( V ) 0,03 [5]
Constelaţie Lyra
Astrometrie
Viteza  radială ( Rv ) −20,6 ± 0,2 km/s [6]
Mișcarea corectă
 • ascensiunea dreaptă 201,85 ± 0,14 mas/an [3]
 • declinaţie 285,46 ± 0,13 mas/an [3]
Paralaxă  (π) 128,2±0,8mas [3]
Mărimea absolută  (V) 0,582 [3]
Caracteristici spectrale
Clasa spectrală A0Va [7]
Indice de culoare
 •  B−V 0
 •  U−B 0
variabilitate eventual δ Shield [8]
caracteristici fizice
Greutate 2,135 ± 0,074 M☉ [4]
Rază 2,818 ± 0,013 R☉ [4]
Vârstă 455 ± 13 Ma [4]
Temperatura 9550 ± 125 K [9]
Luminozitate 40,12 ± 0,45 L☉ [4]
metalicitatea −0,41 [9]
Rotație v = 236 ± 4 km/s [4]
v sin( i ) = 20,48 ± 0,11 km/s [4]
Parte din Triunghiul vară-toamnă și grupul de stele în mișcare Castor [10]
Codurile din cataloage

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 , PPM 81558 , RAFGL 2208 , TD1 2283 , TD1 , TYC 3105- 2070-1, UBV 15842 , UBV M 23118 , uvby98 100172167 V , alf Lyr , WDS J18369+3846A , Zkh 277 , uvby98 100172167 , HGAM 703 Lyr 68 , WEB 701

Informații în baze de date
SIMBAD *alf Lyr
Informații în Wikidata  ?
 Fișiere media la Wikimedia Commons

Vega ( α Lyra, α Lyr ) este cea mai strălucitoare stea din constelația Lyra , a cincea cea mai strălucitoare stea de pe cerul nopții și a doua (după Arcturus ) din emisfera nordică, a treia cea mai strălucitoare stea (după Sirius și Arcturus), care poate fi observat în Rusia și în străinătate . Vega se află la o distanță de 25,3 ani lumină de Soare și este una dintre cele mai strălucitoare stele din vecinătatea sa (la o distanță de până la 10 parsecs ).

Etimologie

Numele „Vega” (Wega [11] , mai târziu - Vega) provine dintr-o transliterare aproximativă a cuvântului waqi („cădere”) din sintagma arabă. النسر الواقع ‎ (an-nasr al-wāqi'), însemnând „vultur care cade” [12] sau „vultur care cade” [13] . Constelația Lyra a fost reprezentată ca vultur în Egiptul antic [14] și ca vultur sau vultur în India antică [15] [16] . Denumirea arabă a intrat în cultura europeană după utilizarea sa în tabelele astronomice , care au fost dezvoltate în 1215-1270 la ordinul lui Alfonso al X-lea [17] . Probabil, asocierea lui Vega și a întregii constelații cu o pasăre de pradă și-a avut baza mitologică în antichitate, dar acest mit a fost uitat și înlocuit cu o legendă ulterioară despre zmeul zeului Zeus , care a furat corpul nimfei Kampa din titanul Briareus, iar pentru această slujbă a fost pus de stăpânul său în ceruri [ 18] .

Caracteristici cheie

Vega, denumită uneori de astronomi „probabil cea mai importantă stea după Soare”, este în prezent cea mai studiată stea de pe cerul nopții [19] . Vega a fost prima stea (după Soare) care a fost fotografiată [20] și, de asemenea, prima stea care a avut spectrul de emisie determinat [21] . În plus, Vega a fost una dintre primele stele până la care distanța a fost determinată prin metoda paralaxei [22] . Luminozitatea lui Vega pentru o lungă perioadă de timp a fost luată ca zero la măsurarea magnitudinii stelare , adică a fost un punct de referință și a fost una dintre cele șase stele care stau la baza scalei fotometriei UBV (măsurarea radiației stelare în diferite intervale spectrale) [ 23] .

Vega este o stea relativ tânără cu o metalitate scăzută în comparație cu Soarele, adică  o abundență redusă de elemente mai grele decât heliul [24] . Vega este posibil o stea variabilă , deși acest lucru nu a fost dovedit. Un posibil motiv pentru variabilitate este instabilitatea în interior [25] .

Vega se rotește foarte repede în jurul axei sale. La ecuatorul său, viteza de rotație depășește probabil 230 km/s [4] . Pentru comparație: viteza de rotație la ecuatorul Soarelui este puțin mai mare de doi kilometri pe secundă (7284 km/h). Vega se învârte de o sută de ori mai repede și, prin urmare, are forma unui elipsoid al revoluției . Temperatura fotosferei sale nu este uniformă: temperatura maximă este la polul stelei, cea minimă este la ecuatorul ei . În prezent, de pe Pământ, Vega este observată aproape de la pol și, prin urmare, pare a fi o stea strălucitoare albastru-alb.

Pe baza intensității radiației infraroșii a lui Vega , care este mult mai mare decât ar trebui să fie teoretic, oamenii de știință au ajuns la concluzia că în jurul lui Vega există un disc de praf, care se rotește în jurul lui și este încălzit de radiația stelei. Acest disc s-a format, cel mai probabil, ca urmare a ciocnirii unor corpuri de asteroizi sau comete. Un disc de praf similar în sistemul solar este asociat cu centura Kuiper [26] [27] .

Vega este prototipul așa-numitelor „stele în infraroșu” – stele care au un disc de praf și gaz care emite în spectrul infraroșu sub influența energiei stelei. Aceste stele sunt numite „ stele asemănătoare Vega ” [28] .

Recent, pe discul lui Vega au fost dezvăluite asimetrii, indicând posibila prezență a cel puțin unei planete lângă Vega , a cărei dimensiune poate fi aproximativ comparabilă cu dimensiunea lui Jupiter [29] [30] .

Istoria studiului

Una dintre ramurile astronomiei  – astrofotografie , sau fotografiarea obiectelor cerești prin telescoape , a început să se dezvolte încă din 1840 , când astronomul John William Draper a fotografiat Luna folosind dagherotip [31] . Prima vedetă fotografiată a fost Vega. În noaptea de 16 spre 17 iulie 1850, prima fotografie a stelei a fost făcută la Observatorul Colegiului Harvard [20] [32] . În 1872, Henry Draper a făcut primele fotografii (după Soare ) ale spectrului lui Vega și a arătat pentru prima dată liniile de absorbție din acest spectru [21] .

În 1879, William Huggins a folosit fotografii ale spectrului lui Vega și a altor douăsprezece stele similare pentru a identifica „cele douăsprezece linii puternice” care sunt comune acestei clase de stele. Ulterior aceste linii au fost identificate ca linii de hidrogen ( serie Balmer ) [33] .

Distanța până la Vega poate fi determinată din paralaxa sa față de stelele fixe, pe măsură ce Pământul se mișcă pe orbita sa în jurul Soarelui. Vasily Struve a fost primul care a determinat paralaxa lui Vega în 1837 . Folosind un refractor de 9 inci pe o montură ecuatorială și un micrometru cu filament Fraunhofer , Struve a obținut o valoare de 0,125 secunde de arc [34] , care este foarte apropiată de valoarea modernă. Dar Friedrich Bessel , care a determinat distanța până la steaua 61 Cygni , a fost sceptic cu privire la descoperirile lui Struve, făcându-l să abandoneze estimarea sa inițială. Struve și-a revizuit punctul de vedere și după noi calcule a obținut aproape de două ori valoarea paralaxei (0,2169±0,0254″) [34] . Astfel, datele obținute de Struve au fost acceptate ca incorecte, iar Bessel este considerat primul determinant al distanței până la o stea.

Paralaxa lui Vega este în prezent estimată la 0,129″ [35] [36] .

Luminozitatea tuturor stelelor este măsurată pe o scară logaritmică standard și, cu cât steaua este mai strălucitoare, cu atât magnitudinea ei este mai mică . Cele mai slabe stele vizibile cu ochiul liber au o a șasea magnitudine, în timp ce luminozitatea lui Sirius , cea mai strălucitoare stea de pe cerul nopții, este -1,47. Ca punct de plecare la această scară, astronomii au decis inițial să aleagă Vega: luminozitatea sa aparentă a fost luată drept „ zero ” [37] [38] .

Astfel, timp de mulți ani, mărimile stelare au fost numărate din luminozitatea lui Vega. Punctul de referință a fost acum redefinit cu o serie de alte stele. Cu toate acestea, pentru observațiile vizuale, Vega poate fi considerat în continuare standardul de magnitudine zero: atunci când este observat în banda V standard a sistemului fotometric UBV , cea mai comună astăzi, magnitudinea lui Vega este de 0,03 m , care nu se poate distinge de zero cu ochi. [39] . În acest sistem fotometric, la determinarea luminozității stelelor, se folosesc trei filtre de lumină - ultraviolet ( ing.  ultraviolet ), albastru ( ing.  albastru ) și vizibil ( ing.  vizibil ). Ele sunt notate cu literele U, B și, respectiv, V. Vega a fost una dintre cele șase stele A0V utilizate în dezvoltarea acestui sistem fotometric . Mărimile cu toate cele trei filtre sunt măsurate în așa fel încât pentru Vega și stele albe similare să fie egale între ele: U = B = V [23] .

Măsurătorile fotometrice ale lui Vega în anii 1920 au arătat că luminozitatea sa nu este constantă, ci variază ușor. Modificările în luminozitatea stelei au fost foarte mici (±0,03 magnitudini) și, prin urmare, din cauza tehnologiei prea imperfecte din acea vreme, astronomii nu au știut multă vreme dacă Vega era o stea variabilă sau permanentă. Măsurători mai recente, efectuate în 1981 la Observator. David Dunlap a arătat aceeași modificare ușoară a luminozității stelei ca în anii 1930. După o încercare de a atribui Vega unei anumite clase de stele variabile , s-a sugerat că Vega efectuează pulsații neregulate de amplitudine mică, similare cu cele ale lui δ Scuti [8] .

Aceasta este una dintre categoriile de stele variabile ale căror modificări de luminozitate sunt cauzate de propriile pulsații datorate instabilității din interiorul stelei [40] . Cu toate acestea, variabilitatea lui Vega este încă discutabilă, deoarece alți astronomi nu au găsit nicio modificare în luminozitatea lui Vega, deși este un tip de stea în care apare variabilitatea. Prin urmare, este foarte probabil ca eșecul înregistrării modificării luminozității lui Vega să se datoreze imperfecțiunilor echipamentului sau erorilor sistematice în măsurători [25] [41] .

Vega este prima stea care a descoperit un disc de praf . Această descoperire a fost făcută în 1983 de Observatorul Spațial Infraroșu ( IRAS ) [32] [42] .

În 2006, asfericitatea lui Vega a fost descoperită folosind interferometrie optică de bază lungă [43] .

Condiții de observare

Vega este o stea din emisfera nordică și are în prezent o declinare de +38°48'. Poate fi văzut în emisferele nordice și sudice până la 51 ° latitudine sudică, adică aproape oriunde în lume, cu excepția Antarcticii și chiar sudul Americii de Sud (în special, steaua nu se ridică niciodată în orașul Ushuaia ). La nord de 51° N. SH. Vega nu traversează niciodată orizontul , iar din acest motiv, în latitudinile înalte și polare ale emisferei nordice, se observă tot timpul anului. Punctul zenit al lui Vega trece aproximativ la latitudinea Atenei . La latitudinea Moscovei, Vega nu depășește orizontul , totuși, iarna, datorită poziției sale joase deasupra orizontului, observarea sa este posibilă doar dimineața sau seara. În sudul Rusiei (la sud de 51 ° latitudine nordică), Vega este ascunsă în spatele orizontului, dar nu cade adânc sub el. [44]

Vega, împreună cu Deneb și Altair , formează binecunoscutul asterism „ Triunghi vară-toamnă ”, care este vizibil în emisfera nordică, la ecuator și în emisfera sudică până la paralela 45 . La latitudinile nordice mijlocii ( 45° și mai sus), se observă tot timpul anului, cel mai bine la sfârșitul primăverii , vara , toamna și începutul iernii (din mai până în decembrie ). În a doua jumătate a iernii și la începutul primăverii (din ianuarie până în aprilie ) Altair este afișat după miezul nopții, așa că puteți vedea asterismul în întregime doar dimineața. În latitudinile sudice mijlocie, Vega, la fel ca întregul triunghi vară-toamnă, este vizibil iarna și primăvara devreme (din iunie până în septembrie ).

Vega culminează la miezul nopții astronomice de 1 iulie, moment în care se află în opoziție cu Soarele. În acest moment sunt create cele mai bune condiții pentru observarea lui Vega de pe Pământ [45] .

Pe măsură ce trece timpul, declinația nordică a Vega va crește. Pe măsură ce steaua se apropie de Polul Nord Ceresc ca urmare a precesiunii Pământului - în aproximativ 12 mii de ani - Vega va deveni steaua polară a emisferei nordice. Vega a fost o astfel de stea timp de 13 mii de ani î.Hr. e. și va fi în anul 14.000 d.Hr. e. În această perioadă, Vega va indica aproximativ spre nord, iar vederea cerului se va schimba dramatic, iar astfel de constelații sudice precum Crucea de Sud , Centaurus , Mukha , Wolf vor fi vizibile la latitudinile Harkov . Acum o sută de mii de ani, cea mai strălucitoare stea de pe cer a fost Canopus, iar acum este Sirius, în timp ce Vega a fost și va fi una dintre cele mai strălucitoare stele de pe cer, iar în viitor strălucirea sa va crește. În plus, strălucirea lui Altair, o altă stea strălucitoare a triunghiului vară-toamnă , va crește și ea în viitor. [37]

Caracteristici fizice

Vega aparține tipului spectral A0V , adică este o stea albă din secvența principală . Principala sursă de energie a unei stele este o reacție termonucleară de fuziune a heliului din hidrogen în adâncime la o temperatură ridicată. Deoarece stelele masive consumă hidrogen mai repede decât stelele mici, durata de viață a lui Vega va fi (conform estimărilor din 1979) de un miliard de ani - de zece ori mai mică decât cea a Soarelui [46] : conform modelelor de dezvoltare stelară la 1,75<M<2,7 ; 0,2<Y<2,7; 0,004<Z<0,001 între intrarea unei stele în secvența stelar principală și trecerea ei în ramura laterală a giganților roșii, trec 0,43-1,64⋅10 9 ani. Cu toate acestea, cu o masă a lui Vega de 2,2, vârsta lui Vega este mai mică de un miliard de ani.

Spre deosebire de Soare, principala sursă de energie pe Vega nu este reacția proton-proton , ci așa-numitul ciclu CNO de sinteză a atomilor de heliu din atomii de hidrogen cu ajutorul intermediarilor - carbon , azot și oxigen . Aceasta necesită o temperatură de 16 milioane kelvin [47]  - mai mare decât temperatura din interiorul Soarelui . Această metodă este mai eficientă decât reacția proton-proton. Ciclul este foarte sensibil la temperatură , îndepărtarea căldurii din centrul stelei se realizează nu prin radiație, ci prin convecție [48] . Prin urmare, la Vega zona de transport radiativ este situată deasupra zonei convective , în timp ce la Soare este invers [49] [50] [51] .

Fluxul de energie de la Vega a fost măsurat cu precizie în diferite moduri și este folosit ca referință. Astfel, la o lungime de undă de 548 nm, densitatea fluxului este de 3650 Jy cu o eroare admisă de 2% [52] . Vega are un spectru electromagnetic relativ plat în regiunea vizibilă a spectrului, 350-800 nanometri, unde densitatea fluxului este de 2000-4000 Jy [53] . În partea infraroșu a spectrului, densitatea fluxului este scăzută și egală cu aproximativ 100 Jy la o lungime de undă de 5 micrometri [54] . Spectrul stelei este dominat de liniile de absorbție a hidrogenului [52] . Liniile altor elemente sunt relativ slabe; dintre acestea, cele mai puternice sunt liniile de magneziu ionizat , fier și crom [55] .

Vega a devenit prima stea cu o singură secvență principală (alta decât Soarele) care a avut emisii de raze X detectate (în 1979) [56] . Radiația lui Vega în intervalul de raze X este nesemnificativă, ceea ce indică faptul că Vega nu are deloc corona sau este foarte slabă [57] .

Evoluția stelelor

Vega s-a format acum 455±13 milioane de ani [4] . Este semnificativ mai vechi decât Sirius , care este estimat la 240 de milioane de ani. Având în vedere luminozitatea relativ mare a lui Vega (comparativ cu Soarele ), cercetătorii sugerează că durata de viață a lui Vega în stadiul secvenței principale va fi de aproximativ 1 miliard de ani, după care va deveni o subgigant și, în final, o gigantă roșie . Ultima etapă a evoluției lui Vega va fi aruncarea cochiliilor sale și transformarea într-o pitică albă . Vega nu va putea deveni o supernovă - pentru aceasta nu va avea suficientă masă, care ar trebui să fie de cel puțin 5 mase solare. În forma sa actuală, Vega va rezista aproximativ 500 de milioane de ani, până când va rămâne fără hidrogen . Cu alte cuvinte, Vega se află, la fel ca Soarele , în mijlocul vieții sale [8] [37] .

Rotire

Conform datelor interferometrice , raza lui Vega este estimată la 2,73 ± 0,01 din raza Soarelui , care este cu 60% mai mult decât raza lui Sirius . În timp ce conform calculelor teoretice[ clarifica ] ar trebui să fie doar cu 12% mai mare decât raza lui Sirius.

S-a sugerat că o astfel de anomalie ar putea fi cauzată de viteza mare de rotație a stelei în jurul axei sale. Vega, spre deosebire de majoritatea stelelor, nu are forma unei bile , ci forma unui elipsoid de revoluție și este în prezent vizibilă de pe Pământ aproape din partea polului. Telescopul CHARA a confirmat această presupunere [43] .

Vega este vizibilă de pe Pământ practic din partea polului  - unghiul dintre axa de rotație și linia de vedere este de aproximativ 5 grade [4] . Viteza de rotație a stelei la ecuator a fost determinată în intervalul de la 175±33 la 274±14 km/s . Pentru 2010, este 236 ± 4 km/s , sau 88% din primul spațiu (astfel încât Vega s-ar prăbuși din cauza forțelor centrifuge) [4] . Perioada de rotație a stelei în jurul axei sale este de 17,6 ± 0,2 ore [58] .

O astfel de rotație rapidă a lui Vega îi conferă o formă elipsoidală: diametrul său ecuatorial este cu 1/5 mai mare decât cel polar. Raza polară este de 2,36 ± 0,01 raze solare, în timp ce cea ecuatorială este de 2,82 ± 0,01 raze solare [4] .

Accelerația gravitațională de pe Vega variază foarte mult în funcție de latitudine , astfel încât temperaturile de suprafață de pe Vega variază foarte mult. Conform teoremei von Zeipel , luminozitatea stelelor din regiunea polilor este mai mare, ceea ce se reflectă în diferența de temperatură dintre poli și ecuator. Lângă pol este 9695 ± 20 K, în timp ce lângă ecuator este cu 2400 K mai puțin [59] .

Dacă am putea vedea Vega din partea ecuatorului, atunci luminozitatea sa ni s-ar părea de două ori mai slabă [19] [60] .

Diferența de temperatură poate indica și prezența unei zone convective în jurul ecuatorului. [43]

Dacă Vega ar fi o stea cu rotație lentă, simetrică sferic, atunci luminozitatea sa ar fi echivalentă cu 57 de luminozități ale Soarelui. Această luminozitate este mult mai mare decât luminozitatea unei stele tipice cu o astfel de masă. Astfel, detectarea rotației lui Vega a făcut posibilă eliminarea acestei contradicții, iar luminozitatea bolometrică totală a lui Vega o depășește pe cea solară de numai 37 de ori [43] .

Vega a fost folosită de mult timp ca stea de referință pentru calibrarea telescoapelor. Cunoașterea vitezei de rotație a lui Vega și cunoașterea unghiului la care o vedem a ajutat la reglarea interferometrelor față de această stea, iar acum diametrul stelei este măsurat cu precizie [61] .

Metalicitate

Conceptul de „ metalicitate ” în descrierea unei stele înseamnă conținutul de elemente mai grele decât heliul din ea, deoarece toate elementele mai grele decât heliul sunt numite metale în astronomie .

În fotosfera Vega, există puține astfel de elemente - doar 32% din același indicator solar. Pentru comparație, fotosfera lui Sirius conține de trei ori mai multe metale decât Soarele. Soarele conține multe elemente mai grele decât heliul . Conținutul lor este estimat la 0,0172 ± 0,002 din masa totală [62] (adică, Soarele este format din elemente grele cu aproximativ 1,72 la sută). Vega, pe de altă parte, este format din elemente grele cu doar 0,54%.

Metalicitatea neobișnuit de scăzută a lui Vega îi permite să fie clasificată ca o stea de tip Boötes λ [63] [64] .

Motivul pentru o metalitate atât de scăzută a lui Vega (și a altor stele similare de tip spectral A0-F0) rămâne neclar.

Poate că acest lucru se datorează pierderii de masă a stelei. Cu toate acestea, un astfel de proces începe abia la sfârșitul vieții unei stele, când aceasta rămâne fără combustibil cu hidrogen. Un alt motiv posibil poate fi formarea Vega dintr-un nor de gaz și praf cu un conținut neobișnuit de scăzut de metale [65] .

Raportul observat dintre heliu și hidrogen în Vega este cu aproximativ 40% mai mic decât cel al Soarelui. Acest lucru poate fi cauzat de dispariția zonei de convecție a heliului din apropierea suprafeței. Energia din interiorul unei stele este transferată în loc de convecție folosind radiația electromagnetică, care poate fi cauza anomaliilor. Un alt motiv pentru astfel de anomalii poate fi difuzia [66] .

Mișcarea în spațiu

Viteza radială a lui Vega este componenta mișcării stelei de-a lungul liniei de vedere a observatorului.

Pentru stele și galaxii , una dintre cele mai importante caracteristici este deplasarea liniilor în spectrul lor . Dacă liniile sunt deplasate către partea roșie a spectrului ( redshift ), atunci această stea sau galaxie se îndepărtează de observator și cu cât deplasarea este mai mare, cu atât rata de îndepărtare este mai mare. Pentru stele, această schimbare este mică, dar nu există o altă modalitate de a determina viteza mișcării lor față de Pământ. Măsurătorile precise ale deplasării către roșu a lui Vega au dat un rezultat de -13,9 ± 0,9 km/s. [67] Semnul minus indică mișcarea stelei spre Pământ.

Datorită mișcării corespunzătoare a stelelor , Vega se mișcă treptat pe fundalul altor stele atât de îndepărtate de Pământ încât par a fi staționare - propria lor mișcare este atât de mică încât este neglijată.

Măsurătorile atente ale poziției stelei au făcut posibilă măsurarea propriei mișcări a lui Vega. Mișcarea proprie a lui Vega pe an este de 202,03 ± 0,63 milisecunde de arc în ascensiune dreaptă și 287,47 ± 0,54 milisecunde de arc în declinație [68] .

Mișcarea proprie totală a lui Vega este de 327,78 milisecunde de arc pe an. Timp de 11 mii de ani, Vega se mișcă cu aproximativ un grad în sfera cerească [69] .

Fata de stelele vecine, viteza lui Vega este urmatoarea: de-a lungul coordonatei U = −16,1 ± 0,3 km/s, de-a lungul coordonatei V = −6,3 ± 0,8 km/s, si de-a lungul coordonatei W = −7,7 ± 0 .3 km/s [70] . Viteza totală a lui Vega este de 19 kilometri pe secundă [71] , ceea ce corespunde aproximativ cu viteza Soarelui în raport cu stelele învecinate.

Deși Vega este în prezent doar a cincea stea cea mai strălucitoare de pe cer, în timp, luminozitatea sa va crește încet datorită apropierii sale de sistemul solar. În aproximativ 210.000 de ani, Vega va deveni cea mai strălucitoare stea de pe cer. În alți 70 de mii de ani, luminozitatea sa va ajunge la maximum −0,81 m , iar Vega va fi cea mai strălucitoare stea timp de 270 de mii de ani [72] .

Explorând alte stele similare ca vârstă și proprietăți cu Vega, precum și mișcându-se într-un mod similar cu Vega, astronomii au clasificat-o pe Vega ca parte a așa-numitului grup Castor . Acest grup mic include aproximativ 16 stele foarte asemănătoare cu Vega. Include următoarele obiecte: α Balanță , α Cephei , Castor, Fomalhaut și Vega. Toate aceste stele din spațiu se mișcă aproape paralel una cu cealaltă și cu aceeași viteză. Odată toate aceste stele s-au format în același loc și în același timp, dar apoi au devenit independente gravitațional, dar ca și în cazul lui Sirius , astronomii au găsit dovezi ale existenței acestui grup în trecut [73] .

Potrivit oamenilor de știință, grupul s-a format cu aproximativ 100-300 de milioane de ani în urmă, iar stelele acestui grup se mișcă cu aproximativ aceeași viteză - aproximativ 16,5 kilometri pe secundă [70] [74] .

Sistem planetar

Radiație infraroșie în exces

Una dintre primele realizări majore în activitatea Observatorului Astronomic Infraroșu ( IRAS ) a fost înregistrarea unui exces semnificativ al fluxului de radiație infraroșu de la Vega în comparație cu cel așteptat. Intensitatea crescută a radiației a fost detectată la lungimi de undă de 25, 60 și 100 de micrometri , iar aceste unde au provenit din spațiu având o rază unghiulară de zece secunde de arc, corespunzătoare unei surse de radiații cu un diametru de 80 UA. e. S-a propus ca sursa de radiație să fie particule mici care se rotesc în jurul lui Vega, cu un diametru de cel puțin un milimetru și o temperatură de aproximativ 85 K [75] . Particulele cu un diametru mai mic vor fi suflate din sistem prin presiune ușoară sau vor cădea pe stea ca urmare a efectului Poynting-Robertson [76] . Acest efect se datorează faptului că fotonii termici reemiși de particulele de praf sunt anizotropi într-un cadru de referință fixat față de stea și, prin urmare, predomină reemisia în direcția mișcării boabelor de praf. Drept urmare, un grăunte de praf își pierde momentul unghiular și cade în spirală pe stea, iar când se apropie suficient de ea, se evaporă. Acest efect este cu atât mai semnificativ cu cât boabele de praf sunt mai aproape de stea [32] .

Măsurătorile ulterioare ale fluxului electromagnetic de 193 de micrometri de la Vega au arătat că acesta este mai slab decât se aștepta. Aceasta însemna că dimensiunea particulelor de praf era de 100 de micrometri sau mai puțin. Modelul construit pe baza acestor observații presupunea că observăm un disc de praf cu o rază de 120 UA care înconjoară steaua. adică aproape de sus, în timp ce ne uităm la Vega aproape din stâlp. În plus, în centrul acestui disc se află o gaură cu o rază de aproape 80 de unități astronomice. Vega [77] se află în centrul acestei găuri .

După descoperirea radiației anormale a lui Vega, au fost descoperite și alte stele similare. În 2002, au fost înregistrate aproximativ 400 de stele „asemănătoare Vega” [28] , inclusiv Denebola , Beta Pictorial , Fomalhaut , Epsilon Eridani și altele [78] S-a sugerat că aceste stele pot deveni cheia pentru dezvăluirea originii sistemul solar [28] .

Dust Disk

În 2005, Telescopul Spațial Spitzer a realizat imagini cu Vega, precum și cu praful din jurul stelei, în spectrul infraroșu, deoarece praful transmite liber radiații infraroșii. S-a văzut că diferite părți ale discului de praf sunt surse de radiații de diferite lungimi de undă. La o lungime de undă de 24 de micrometri, discul are o dimensiune de 43 de secunde de arc, ceea ce corespunde unei distanțe de la Vega de 330 UA. e., la 70 micrometri - 70 secunde arc (543 AU), iar la 160 micrometri - 105 secunde arc (815 AU). Aceste părți, largi și departe de stea, constau din particule mici, cu dimensiuni cuprinse între 1 și 50 de micrometri în diametru. Distanța limitei interioare a prafului față de stea este estimată la 71-102 UA. e. sau 11 ± 2 secunde de arc. O astfel de graniță clară a discului a apărut deoarece Vega respinge particulele de praf cu radiația sa, în timp ce ține simultan discul de praf datorită atracției, datorită căreia este relativ stabil [26] .

Masa totală de praf de disc este de 0,003 mase Pământului, ceea ce este echivalent cu un obiect cu o rază de aproximativ 1000 km. Se presupune că distrugerea și transformarea în praf a unui corp de o astfel de masă ca urmare a unei coliziuni este puțin probabilă. Mai probabil este formarea sa în ciocnirea obiectelor de masă mai mică, care a lansat o cascadă de fragmentare, ciocnind cu alte obiecte similare [26] .

Timpul de existență fără completarea cu materiale noi a unor astfel de structuri de praf nu depășește 10 milioane de ani. Dacă nu apar noi coliziuni, acestea încetează treptat să mai existe [26] .

Observațiile telescopului în infraroșu CHARA ( Observatorul Mount Wilson ) în 2006 au confirmat prezența unui al doilea disc de praf în jurul lui Vega la aproximativ 8 UA. e. de la stea (aproximativ 1 miliard km). Acest praf este asemănător centurii solare de asteroizi sau este rezultatul ciocnirilor intense între comete sau meteoriți, dar poate fi și o planetă în formare [79] . Este posibil ca praful de pe acest disc să fie responsabil pentru presupusa variabilitate a lui Vega [80] .

Posibil sistem planetar

Observațiile făcute cu telescopul James Clark Maxwell în 1997 au relevat așa-numita „regiune centrală strălucitoare alungită” în jurul lui Vega, care era situată la o distanță de 9 secunde de arc (70 UA) de Vega spre nord-est. S-a presupus că acestea au fost fie perturbări ale discului de către o exoplanetă ipotetică , fie că un obiect ceresc se afla pe orbită în jurul lui Vega, complet înconjurat de praf. Cu toate acestea, imaginile obținute de la telescopul Keck din Hawaii i-au condus pe oamenii de știință la concluzia că vorbim despre un nor foarte mare de praf și gaz care se află în jurul lui Vega și că acesta este, evident, un disc protoplanetar și masa obiectului care se formează din ea - 12 mase de Jupiter , care corespund unei pitici maro deschis sau submaro . Astronomii de la Universitatea din California, Los Angeles (UCLA) [81] [82] au ajuns, de asemenea, la concluzia că planetele Vega sunt în proces de formare .

În 2003, a fost înaintată o altă propunere similară pentru prezența unei planete (posibil mai multe planete) în jurul lui Vega cu masa lui Neptun , care a migrat de la o distanță de 40 UA. de la o stea la 65 UA acum aproximativ 50 de milioane de ani [30] . Folosind coronograful telescopului Subaru din Hawaii în 2005 , astronomii au reușit să limiteze limita superioară a masei planetelor Vega la 5-10 mase Jupiter. În plus, astronomii au sugerat că, pe lângă aceste planete gigantice ipotetice, în sistemul Vega pot exista și planete terestre . Este foarte probabil ca unghiul de înclinare al orbitelor planetelor Vega să fie strâns legat de planul ecuatorial al stelei [83] [84] .

După zece ani de observații ale lui Vega folosind metoda vitezei radiale, astronomii au sugerat că ar putea avea un satelit Vega b cu o masă minimă de cel puțin 20 de mase Pământului. Planeta face o revoluție în jurul lui Vega în 2,43 zile, în timp ce Vega însăși se rotește în jurul axei sale în 16 ore. Temperaturile de pe suprafața planetei pot atinge 3000 °C (5390 grade Fahrenheit [85] ) [86] .

Mediul imediat al vedetei

Următoarele sisteme stelare se află la o rază de 10 ani lumină de Vega:

Stea Clasa spectrală Distanta, St. ani
G 184-19 M4.5V / M4.5V 6.2
μ Hercule G5 IV / M3V / M4 7.3
G 203-47 M3.5V 7.4
BD+43 2796 M3.5V 7.8
BD+45 2505 M3 V / M3,5 V 8.2
AC+20 1463-148A M2 V-VI 9.3
AC+20 1463-148B M2 V-VI 9.7

Din punctul de vedere al unui observator care observă de pe oricare dintre planetele ipotetice din Vega, Soarele se va afla în constelația Dove și va avea o magnitudine aparentă de 4,3 m . Cu ochiul liber, o stea de o asemenea strălucire pe o planetă ipotetică putea fi văzută într-o noapte înstelată senină, bună, iar acest lucru nu necesită o vigilență excepțională [37] .

Vega în miturile popoarelor lumii

Fiind una dintre cele mai strălucitoare stele de pe firmament, Vega a atras de multă vreme atenția popoarelor antice, care au înzestrat-o cu proprietăți mitologice. Asirienii l- au mai numit pe Vega „Dayan Seim”, care în rusă înseamnă „judecător al raiului”. Akkadienii i-au dat stelei numele „Tir-anna”, sau „viața cerurilor”. Dilganul babilonian („mesagerul luminii”) ar putea fi asociat cu Vega [45] . Grecii antici considerau rombul de patru stele de lângă Vega ca fiind o liră , creată de Hermes și transferată ulterior de Apollo muzicianului Orfeu ; acest nume al constelației este comun astăzi [87] .

Mitologia chineză descrie povestea de dragoste a lui Qi Xi ( chineză 七夕, pinyin qī xī ) , în care Niu-lan (steaua Altair ), Păstorul și cei doi copii ai săi (β și γ Orla ) sunt despărțiți pentru totdeauna de mama lor, un ceresc. țesătorul Zhi-nuy (Vegoi), care se află de cealaltă parte a râului  - Calea Lactee [88] . Pe această legendă se bazează și festivalul japonez Tanabata [89] . Miturile antice ingușului explică originea lui Vega, Deneb și Altair, care alcătuiesc un triunghi pe cer, cu legenda fiicei zeului tunetului și fulgerului Sel, o fată de o frumusețe extraordinară care s-a căsătorit cu un ceresc. Potrivit acestei legende, ea a pregătit o pâine triunghiulară din aluat și a pus-o în cenușă și cărbuni pentru a o coace. În timp ce ea mergea după paie, două colțuri ale pâinii au ars, doar unul a supraviețuit. Și acum sunt vizibile trei stele pe cer, dintre care una (Vega) este mult mai strălucitoare decât celelalte două [90] . În zoroastrism , Vega este uneori asociată cu Vanant , o mică zeitate al cărei nume înseamnă „cuceritor” [91] .

În Imperiul Roman , momentul în care Vega traversa orizontul înainte de răsăritul soarelui era considerat începutul toamnei [11] .

Astrologii medievali o considerau pe Vega una dintre cele 15 stele alese, a căror influență asupra omenirii a fost cea mai mare [92] . Heinrich Cornelius Agrippa a folosit un simbol cabalistic cu semnătura Lat.  Vultur cadens , o traducere literală a numelui arab [93] . Steaua a fost personificată de piatra de crizolit și planta savuroasă . Pe lângă numele „Vega”, diverși astrologi ai Evului Mediu au numit această stea „Vagni”, „Vagniekh” și „Century” [45] .

În plus, Vega este menționat în mod repetat în lucrările literaturii științifico-fantastice . În special, cea de-a 34-a expediție stelară a navei spațiale „Sail” din romanul lui Ivan Efremov „The Andromeda Nebula” a fost trimisă la Vega , care a descoperit doar 4 planete fără viață.

Vezi și

Note

  1. ↑ Freire R., Czarny J., Felenbok P., Praderie F. High resolution profiles in A-type stars. II - VEGA CA II Liniile H și K observate la Turnul Solar Meudon  // Astron . Astrophys. / T. Forveille - EDP Sciences , 1978. - Vol. 68.—P. 89–95. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846
  2. ↑ 1 2 Leeuwen F. v. Validarea noii reduceri Hipparcos  // Astron . Astrophys. / T. Forveille - Științe EDP , 2007. - Vol. 474, Iss. 2. - P. 653-664. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361:20078357 - arXiv:0708.1752
  3. ↑ 1 2 3 4 Gatewood G. Studii astrometrice despre Aldebaran, Arcturus, Vega, Hyades și alte regiuni  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2008. - Vol. 136, Iss. 1. - P. 452-460. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1088/0004-6256/136/1/452
  4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Yoon J. , Peterson D. M., Kurucz R. L., Zagarello R. J. A New View of Vega's Composition, Mass, and Age  // Astrophys . J. / E. Vishniac - Editura IOP , 2009. - Vol. 708, Iss. 1. - P. 71-79. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1088/0004-637X/708/1/71
  5. ↑ Ducati J. R. Catalog of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system  (engleză) - 2002. - Vol. 2237.
  6. ↑ Gontcharov G. A. Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system  (engleză) // 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  (engleză) // Astron. J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2003. - Vol. 126, Iss. 4. - P. 2048-2059. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1086/378365 - arXiv:astro-ph/0308182
  8. ↑ 1 2 3 Fernie J. D. Despre variabilitatea VEGA  // Publications of the Astronomical Society of the Pacific - University of Chicago Press , 1981. - Vol . 93. - P. 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. Stele normale A0−A1 cu viteze de rotație mici. I. Determinarea și clasificarea abundenței  (engleză) // Astron. Astrophys. / T. Forveille - Științe EDP , 2014. - Vol. 562.—P. 84–84. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201322762 - arXiv:1401.2372
  10. ↑ Baza de date astronomică SIMBAD
  11. ↑ 1 2 Allen R. H. Star-Names and Their Meanings  (Eng.) - NYC : G.E. Stechert , 1899. - P. 284-285.
  12. ↑ Cyril Glasse. Astronomie // Noua Enciclopedie a Islamului. - Rowman Altamira, 2001. - ISBN 0-75-910190-6 .
  13. ↑ Harper, Douglas. Vega . Dicţionar de etimologie online (noiembrie 2001). Consultat la 21 februarie 2008. Arhivat din original pe 25 ianuarie 2012.
  14. ↑ Gerald Massey. Egiptul Antic: Lumina Lumii. - Adamant Media Corporation, 2001. - ISBN 1-4021-7442-X .
  15. ↑ William Tyler Olcott. Conștiința stelelor de toate vârstele: o colecție de mituri, legende și fapte referitoare la constelațiile emisferei nordice . - Fiii lui G. P. Putnam, 1911.
  16. ↑ Deborah Houlding. Lyra: Lira . Skyscript (decembrie 2005). Consultat la 21 februarie 2008. Arhivat din original pe 25 ianuarie 2012.
  17. ↑ Houtsma, M. Th.; Wensinck, AJ; Gibb, HAR; Heffening, W.; Levi-Provencal. Prima Enciclopedie a Islamului a lui EJ Brill, 1913-1936. - EJ Brill, 1987. - Vol. VII. — p. 292.
  18. ↑ Lyra . Sunt cu susul în jos deasupra noastră: mitologia constelațiilor. Preluat la 21 iulie 2017. Arhivat din original la 15 februarie 2012.
  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.—P. 81–84. — ISSN 2041-8205 ; 2041-8213 - doi:10.1086/187418
  20. ↑ 1 2 Holden E. S., Campbell W. W. Fotografii ale lui Venus, Mercur și Alpha Lyrae la lumina zilei  (engleză) // Publications of the Astronomical Society of the Pacific - University of Chicago Press , 1890. - Vol. 2. - P. 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. - P. 166-172. — ISSN 0003-049X ; 2326-9243
  22. ↑ Berry A. A Short History of Astronomy  (engleză britanică) - Londra : John Murray , 1898. - p. 362.
  23. ↑ 1 2 Johnson H. L., Morgan W. W. Fotometrie stelară fundamentală pentru standardele de tip spectral pe sistemul revizuit al atlasului spectral Yerkes  // Astrophys . J. / E. Vishniac - Editura IOP , 1953. - Vol. 117. - P. 313-352. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1086/145697
  24. ↑ Kinman T., Castelli F. Determinarea T eff pentru stele de tip A sărace în metal utilizând magnitudini V și 2MASS J, H și K  // Astron . Astrophys. / T. Forveille - Științe EDP , 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 Despre variabilitatea lui Vega  (engleză) // Buletin informativ despre stelele variabile - Observatorul Konkoly , 1989. - Iss. 3308. - P. 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. și colab. The Vega Debris Disk: O surpriză de la Spitzer  // Astrophys . J. / E. Vishniac - Editura IOP , 2005. - Vol. 628, Iss. 1. - P. 487-500. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1086/430819 - arXiv:astro-ph/0504086
  27. ↑ S. B. Popov. Conduceți în jurul Vega . Astronet . Astronet (7 aprilie 2005). Consultat la 26 aprilie 2009. Arhivat din original pe 12 ianuarie 2011.
  28. ↑ 1 2 3 Song I., Weinberger A. J., Becklin E. E., Zuckerman B., Chen C. M-Type Vega-like Stars  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2002. - Vol. 124, Iss. 1. - P. 514-518. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1086/341164 - arXiv:astro-ph/0204255
  29. ↑ Wilner D. J. , Holman M. J., Kuchner M. J., Ho P. T. P. Structure in the Dusty Debris around Vega  // Astrophys . J. / E. Vishniac - Editura IOP , 2002. - Vol. 569, Iss. 2. - P. 115-119. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1086/340691 - arXiv:astro-ph/0203264
  30. ↑ 1 2 Wyatt M. C. Resonant Trapping of Planetezimals by Planet Migration: Debris Disk Clumps and Vega's Similarity to the Solar System  // Astrophys . J. / E. Vishniac - Editura IOP , 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. Reference book for amateur astronomy / ed. V. G. Surdin - 6 - M . : Editorial URSS , 2009. - S. 31. - ISBN 978-5-397-00097-0
  32. ↑ 1 2 3 A. I. Dyachenko. Sistemul planetar al lui Vega . Astronet . Astronet . Consultat la 18 aprilie 2009. Arhivat din original pe 17 decembrie 2011.
  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/9780198509530.001.0001
  34. ↑ 1 2 Fernie J. D. Căutarea istorică a paralaxei stelare  // J. Roy. Astron. soc. Poate sa. - RASC , 1975. - Vol. 69. - P. 222-239. — ISSN 0035-872X
  35. ↑ Mapping the Sky  (engleză) : Past Heritage and Future Directions / S. Débarbat , J. A. Eddy - Springer Science + Business Media , 1988. - ISBN 90-277-2810-0
  36. ↑ Anonim. Primele măsurători ale paralaxei . Astroprof (28 iunie 2007). Consultat la 21 februarie 2008. Arhivat din original pe 25 ianuarie 2012.
  37. ↑ 1 2 3 4 5 Siegel F. Yu. Trezoreria cerului înstelat - M .: Nauka , 1987.
  38. ↑ Garfinkle R. A. Star-Hopping  : Your Visa to Viewing the Universe - Cambridge University Press , 1997. - ISBN 0-52-159889-3
  39. ↑ Spectrofotometrie Cochran A. L. cu o matrice de fotodiode de siliciu auto-scanate. II - Stele standard secundare  (engleză) // The Astrophysical Journal : Supplement Series - American Astronomical Society , 1981. - Vol. 45.—P. 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. Astrophys. / S. Faber , E. v. Dishoeck , R. Kennicutt , L. Goldberg , G. Burbidge , R. Blandford - Annual Reviews , 1995. - Vol. 33, Iss. 1. - P. 75-113. — ISSN 0066-4146 ; 1545-4282 - doi:10.1146/ANNUREV.AA.33.090195.000451
  41. ↑ Hayes DS Fluxuri absolute stelare și distribuții de energie de la 0,32 la 4,0 microni  (ing.) - Como : 1985. - Vol. 111. - P. 225-252.
  42. ^ Harvey P. M., Wilking B. A., Joy M. On the far-infrared excess of Vega  // Nature / M. Skipper - NPG , Springer Science + Business Media , 1984. - Vol. 307, Iss. 5950.—P. 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. Primele rezultate de la Chara Array. VII. Măsurătorile interferometrice de bază lungă ale lui Vega, în concordanță cu o stea care se învârte rapid și se rotește rapid  // Astrophys . J. / E. Vishniac - Editura IOP , 2006. - Vol. 645, Iss. 1. - P. 664-675. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1086/504149 - arXiv:astro-ph/0603327
  44. ↑ Enciclopedie pentru copii. Astronomie. — 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. Evoluția stelară din secvența principală de vârstă zero  // The Astrophysical Journal : Supplement Series - American Astronomical Society , 1979. - Vol. 40. - P. 733. - ISSN 0067-0049 ; 1538-4365 - doi:10.1086/190603
  47. ↑ Concurența dintre Lanțul PP și Ciclul CNO . Dept. Universitatea de Fizică și Astronomie din Tennessee. Arhivat din original pe 25 ianuarie 2012.
  48. ↑ Astronomie: secolul XXI / Ed.-comp. V. G. Surdin . - Ed. a II-a. - Fryazino: Secolul 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 - Editura IOP , 2004. - Vol. 601, Iss. 1. - P. 512-529. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1086/380198 - arXiv:astro-ph/0310003
  50. ↑ Thanu Padmanabhan. Astrofizică teoretică. - Cambridge University Press , 2002. - ISBN 0521562414 .
  51. ↑ Cheng, Kwong-Sang; Chau, Hoi Fung; Lee, Kai Ming. Capitolul 14: Nașterea stelelor (link indisponibil) . Natura Universului . Muzeul Spațial din Hong Kong (2007). Consultat la 21 februarie 2008. Arhivat din original pe 25 ianuarie 2012. 
  52. ↑ 1 2 Oke J. B., Schild R. E. The Absolute Spectral Energy Distribution of Alpha Lyrae  // Astrophys . J. / E. Vishniac - Editura IOP , 1970. - Vol. 161. - P. 1015-1023. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1086/150603
  53. ^ Walsh, J. Alpha Lyrae (HR7001) ( link nu este disponibil) . Stele standard optice și spectrofotometrice UV . ESO (6 martie 2002). Arhivat din original pe 4 iulie 1998.  
  54. ↑ McMahon, Richard G. Notes on Vega and magnitudes (Text). Universitatea din Cambridge (23 noiembrie 2005). Consultat la 21 februarie 2008. Arhivat din original pe 25 ianuarie 2012.
  55. ↑ Michelson E. Spectrele stelare aproape ultraviolete ale α Lyrae și β  Orionis // Mon. Nu. R. Astron. soc. / D. Floare - OUP , 1981. - Vol. 197, nr. 1. - P. 57-74. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1093/MNRAS/197.1.57
  56. ↑ Ponyatov, 2021 , p. 48.
  57. ↑ Schmitt, JHMM Coronae despre stelele asemănătoare solare  // Astronomie și Astrofizică  . - Științe EDP , 1999. - Vol. 318 . - P. 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. Rotația rapidă și geometria câmpului magnetic complex a lui Vega  // Astron . Astrophys. / T. Forveille - Științe EDP , 2010. - Vol. 523.—P. 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. și colab. Vega este o stea care se rotește rapid  (engleză) // Nature / M. Skipper - NPG , Springer Science + Business Media , 2006. - Vol. 440, Iss. 7086.—P. 896–899. — ISSN 1476-4687 ; 0028-0836 - doi:10.1038/NATURE04661 - PMID:16612375 - arXiv:astro-ph/0603520
  60. ↑ Proiecția unei stele din partea polilor este un cerc, din partea ecuatorului - o elipsă. Secțiunea transversală a elipsei este doar aproximativ 81% din secțiunea transversală la poli, astfel încât regiunea ecuatorială primește mai puțină energie. Orice luminozitate suplimentară se explică prin distribuția temperaturilor. Conform legii Stefan-Boltzmann , fluxul de energie din ecuatorul lui Vega va fi cu aproximativ 33% mai mare decât de la pol:
  61. ↑ Quirrenbach A. Astronomie. Vederea suprafețelor stelelor  (engleză) // Science / J. M. Berg , H. Thorp - AAAS , 2007. - Vol. 317, Iss. 5836. - P. 325-326. — ISSN 0036-8075 ; 1095-9203 - doi:10.1126/SCIENCE.1145599 - PMID:17641185
  62. ↑ Antia H. M. , Basu S. Determining Solar Abundances Using Helioseismology  // Astrophys . J. / E. Vishniac - Editura IOP , 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. Catalog of lambda Bootis candidates  // Bulletin d'Information du Centre de Donnees Stellaires - 1990. - Vol. 38. - P. 144.
  64. ↑ Qiu H. M., Zhao G., Chen Y. Q., Li Z. W. The Abundance Patterns of Sirius and Vega  // Astrophys . J. / E. Vishniac - Editura IOP , 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. The pulsating Bootis star HD  105759 // Mon. Nu. R. Astron. soc. / D. Floare - 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. O analiză a abundenței elementare a stelei A superficial normală VEGA  // Astrophys . J. / E. Vishniac - Editura IOP , 1990. - Vol. 348.—P. 712–717. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1086/168279
  67. ↑ Evans DS Revizuirea catalogului general al vitezelor radiale  // Proceedings of the International Astronomical Union - Cambridge University Press , 1967. - Vol. 30.—P. 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. Catalogul Hipparcos  (engleză) // Astron. Astrophys. / T. Forveille - EDP Sciences , 1997. - Vol. 323.—P. 49–52. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846
  69. ↑ Majewski, Steven R. Stellar Motions . Universitatea din Virginia (2006). Consultat la 22 februarie 2008. Arhivat din original pe 25 ianuarie 2012.  — Mișcarea proprie a lui Vega este determinată de formula: milisecunde de arc pe an. unde și sunt componentele mișcării proprii în ascensiunea dreaptă și, în consecință, declinația și  este declinația.
  70. ↑ 1 2 Barrado Y Navascues D. Grupul în mișcare Castor. Epoca lui Fomalhaut și Vega  // Astron . Astrophys. / T. Forveille - Științe EDP , 1998. - Vol. 339.—P. 831–839. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - arXiv:astro-ph/9905243
  71. ↑ Viteza maximă este dată de următoarea formulă: km/s.
  72. ↑ Tomkin J. Once and Future Celestial Kings  // Sky & Telescope - F+W Media , 1998. - Vol . 95, Iss. 4. - P. 59. - 90 p. — ISSN 0037-6604
  73. ↑ Inglis M. Ghidul observatorului pentru evoluția stelară  : Nașterea, viața și moartea stelelor - 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. Viteza maximă este dată de următoarea formulă: km/s.
  75. ↑ Știință și umanitate : Accesibil și precis despre principalul lucru în știința lumii / ed. A. A. Logunov - M . : Cunoașterea , 1985. - S. 322. - 400 p.
  76. ↑ Harper D. A., Loewenstein R. F., Davidson J. A. Despre natura materialului din jurul VEGA  // Astrophys . J. / E. Vishniac - Editura IOP , 1984. - Vol. 285.—P. 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. Models of the dust structures around Vega-excess  stars // Lun . Nu. R. Astron. soc. / D. Floare - OUP , 2000. - Vol. 314, Iss. 4. - P. 702-712. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1046/J.1365-8711.2000.03331.X
  78. ↑ Stele de tip Cote J. B și A cu excese de culoare neașteptat de mari la lungimi de undă IRAS  // Astron . Astrophys. / T. Forveille - EDP Sciences , 1987. - Vol. 181.—P. 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. Material circumstelar din sistemul interior Vega dezvăluit de CHARA / FLUOR  // Astron. Astrophys. / T. Forveille - Științe EDP , 2006. - Vol. 452, Iss. 1. - P. 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. Praful de stele al lui Vega . Revista Internaţională CNRS (vara 2006). Consultat la 21 februarie 2008. Arhivat din original pe 25 ianuarie 2012.
  81. ↑ Holland W. S., Greaves J. S., Zuckerman B., Webb R. A., McCarthy C., Coulson I. M., Walther D. M., Dent W. R. F., Gear W. K., Robson I. Imagini submilimetrice de resturi prăfuite în jurul stelelor din apropiere  // Nature / M Skipper - NPG Springer Science + Business Media , 1998. - Vol. 392, Iss. 6678.—P. 788–790. — ISSN 1476-4687 ; 0028-0836 - doi:10.1038/33874
  82. ↑ Personal. Astronomii descoperă posibile noi sisteme solare în formare în jurul stelelor din apropiere Vega și Fomalhaut (link indisponibil) . Centrul Comun de Astronomie (21 aprilie 1998). Consultat la 21 februarie 2008. Arhivat din original pe 25 ianuarie 2012. 
  83. ↑ Gilchrist, E.; Wyatt, M.; Olanda, W.; Maddock, J.; Price, DP Noi dovezi pentru un sistem planetar asemănător solar în jurul stelei din apropiere (link indisponibil) . Observatorul Regal, Edinburgh (1 decembrie 2003). Consultat la 21 februarie 2008. Arhivat din original pe 25 ianuarie 2012. 
  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. - P. 180-182. — ISSN 0004-6280 ; 1538-3873 - doi:10.1086/131516
  85. ↑ O planetă uriașă, sfârâitoare, s-ar putea să orbiteze în jurul stelei Vega Arhivat 9 martie 2021 la Wayback Machine , 8 martie 2021
  86. ↑ Spencer A. Hurt și colab. Un deceniu de monitorizare cu viteză radială a lui Vega și noi limite ale prezenței planetelor Arhivat 16 februarie 2022 la Wayback Machine , 2021 martie 2. The Astronomical Journal, volumul 161, numărul 4 ( arXiv arhivat 11 martie 2021 la Wayback machine )
  87. ↑ Ian Ridpath. Stele și planete. - M .: Astrel, 2004. - S. 178. - ISBN 0-271-10012-X .
  88. ↑ Liming Wei; Yue, L.; Lang Tao, L. Festivalurile Chineze. - Chinese Intercontinental Press, 2005. - ISBN 7-5085-0836-X .
  89. ↑ John Robert Kippax. Apelul stelelor: o introducere populară la cunoașterea cerului înstelat cu romantismul și legenda lor . — Fiii lui GP Putnam, 1919.
  90. ↑ E. M. Meletinsky. Mitologie. - Ed. al 4-lea, retipărit. - Marea Enciclopedie Rusă, 1998. - S. 492.
  91. ↑ Mary Boyce. O istorie a zoroastrismului. - N. Y. : EJ Brill, 1996. - Vol. 1: Perioada timpurie. — ISBN 9004088474 .
  92. ↑ Tyson, Donald; Freak, James. Trei cărți de filozofie ocultă. - Llewellyn Worldwide, 1993. - ISBN 0-87-542832-0 .
  93. ↑ Heinrich Cornelius Agrippa. De Occulta Philosophia. — 1533.

Link -uri

  Accesați articolul Wikidata  Dicționare și enciclopedii
În cataloagele bibliografice
 Stele din constelația Lyra
Bayer
Flamsteed
Variabile

sisteme planetare
Alte
Lista stelelor din constelația Lyra