Vega | |
---|---|
Stea | |
Imaginea telescopului Spitzer | |
![]() | |
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 ).
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] .
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] .
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] .
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]
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] .
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] .
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] .
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] .
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] .
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] .
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] .
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] .
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] .
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.
![]() |
|
---|---|
În cataloagele bibliografice |