Vega

Vega
Hvězda

Obrázek dalekohledu Spitzer
Vega v lyra ru.svg
Údaje z pozorování
( Epocha J2000.0 )
Typ svobodný [1]
rektascenzi 18 h  36 m  56,34 s [2]
deklinace +38° 47′ 1,28″ [2]
Vzdálenost 7,67 ± 0,03 ks
Zdánlivá velikost ( V ) 0,03 [5]
Souhvězdí Lyra
Astrometrie
 Radiální rychlost ( Rv ) −20,6 ± 0,2 km/s [6]
Správný pohyb
 • rektascenzi 201,85 ± 0,14 mas/rok [3]
 • deklinace 285,46 ± 0,13 mas/rok [3]
paralaxa  (π) 128,2±0,8mas [3]
Absolutní velikost  (V) 0,582 [3]
Spektrální charakteristiky
Spektrální třída A0Va [7]
Barevný index
 •  B−V 0
 •  U−B 0
variabilita případně δ Shield [8]
fyzikální vlastnosti
Hmotnost 2,135 ± 0,074 M☉ [4]
Poloměr 2,818 ± 0,013 R☉ [4]
Stáří 455 ± 13 Ma [4]
Teplota 9550 ± 125 K [9]
Zářivost 40,12 ± 0,45 L☉ [4]
metalicita −0,41 [9]
Otáčení v = 236 ± 4 km/s [4]
v sin( i ) = 20,48 ± 0,11 km/s [4]
Část od Trojúhelník léto-podzim a pohyblivá skupina hvězd Castor [10]
Kódy v katalozích

SAO 67174 , 2MASS J18365633+3847012, HD 172167, HIP 91262 , HR 7001 , IRAS 18352+3844, GJ 721 , GJ 721,0 , α Lyr, ADS 11510 A , AG+38 1711 , ASCC 507896 , BD+38 3238, CCDM J18369 + 3847A , CEL 4636 , CSI + 383238 1 , CSV 101745 , EUVE J1836 + 38,7 _IRC +40322 , JP11 2999 , LSPM J1836 +3847 , LTT 15486 , N30 4138 , NLTT 46746 , NSV 11128 , PLX 4293 , PLX 4293,00 , PMC 90-93 496 , PPM 81558 , RAFGL 2208 , TD111283 , TD11283 , TD11283, TD112, TD112 , TD12233,00. 2070-1, UBV 15842 , UBV M 23118 , uvby98 100172167 V , alf Lyr , WDS J18369+3846A , Zkh 277 , uvby98 100172167 , HGAM , Lyr851 a HGAM 706

Informace v databázích
SIMBAD *alf Lyr
Informace ve Wikidatech  ?
 Mediální soubory na Wikimedia Commons

Vega ( α Lyra, α Lyr ) je nejjasnější hvězda v souhvězdí Lyry , pátá nejjasnější hvězda na noční obloze a druhá (po Arcturus ) na severní polokouli, třetí nejjasnější hvězda (po Sirius a Arcturus), která může být pozorován v Rusku a blízkém zahraničí . Vega se nachází ve vzdálenosti 25,3 světelných let od Slunce a je jednou z nejjasnějších hvězd ve svém okolí (ve vzdálenosti až 10 parseků ).

Etymologie

Název "Vega" (Wega [11] , později - Vega) pochází z přibližné transliterace slova waqi ("padající") z fráze Arab. النسر الواقع ‎ (an-nasr al-wāqi'), což znamená „padající orel“ [12] nebo „padající sup“ [13] . Souhvězdí Lyra bylo reprezentováno jako sup ve starém Egyptě [14] a jako orel nebo sup ve staré Indii [15] [16] . Arabské jméno vstoupilo do evropské kultury po jeho použití v astronomických tabulkách , které byly vyvinuty v letech 1215-1270 na příkaz Alfonse X [17] . Spojení Vegy a celého souhvězdí s dravým ptákem mělo pravděpodobně mytologický základ již ve starověku, ale tento mýtus byl zapomenut a nahrazen pozdější legendou o drakovi boha Dia , který ukradl tělo nymfy Kampy. titán Briareus a za tuto službu byl svým pánem umístěn do nebe [18] .

Klíčové vlastnosti

Vega, někdy astronomy označovaná jako „pravděpodobně nejdůležitější hvězda po Slunci“, je v současnosti nejvíce studovanou hvězdou na noční obloze [19] . Vega byla první hvězdou (po Slunci), která byla vyfotografována [20] a také první hvězdou, u které bylo určeno emisní spektrum [21] . Kromě toho byla Vega jednou z prvních hvězd, ke kterým byla vzdálenost určována metodou paralaxy [22] . Jasnost Vega byla dlouhou dobu brána jako nulová při měření hvězdných magnitud , to znamená, že to byl referenční bod a byla jednou ze šesti hvězd, které jsou základem stupnice UBV fotometrie (měření hvězdného záření v různých spektrálních rozsazích) [ 23] .

Vega je relativně mladá hvězda s nízkou metalicitou ve srovnání se Sluncem, tedy  nízkým zastoupením prvků těžších než helium [24] . Vega je možná proměnná hvězda , i když to nebylo prokázáno. Možným důvodem variability je nestabilita v interiéru [25] .

Vega se velmi rychle otáčí kolem své osy. Na jeho rovníku rychlost rotace pravděpodobně přesahuje 230 km/s [4] . Pro srovnání: rychlost rotace na rovníku Slunce je o něco více než dva kilometry za sekundu (7284 km/h). Vega se otáčí stokrát rychleji, a proto má tvar rotačního elipsoidu . Teplota její fotosféry není rovnoměrná: maximální teplota je na pólu hvězdy, minimum je na jejím rovníku . V současnosti je Vega ze Země pozorována téměř z pólu, a proto se zdá být jasnou modrobílou hvězdou.

Na základě intenzity infračerveného záření Vegy , která je mnohem vyšší, než by teoreticky měla být, vědci došli k závěru, že kolem Vegy je prachový disk, který kolem ní rotuje a je ohříván zářením hvězdy. Tento disk vznikl pravděpodobně v důsledku srážky těles asteroidů nebo komet. Podobný prachový disk ve sluneční soustavě je spojen s Kuiperovým pásem [26] [27] .

Vega je prototypem takzvaných "infračervených hvězd" - hvězd, které mají disk prachu a plynu, který vyzařuje v infračerveném spektru pod vlivem energie hvězdy. Tyto hvězdy se nazývají " hvězdy podobné Vega " [28] .

Nedávno byly v disku Vega odhaleny asymetrie, které naznačují možnou přítomnost alespoň jedné planety poblíž Vegy , jejíž velikost může být přibližně srovnatelná s velikostí Jupiteru [29] [30] .

Historie studia

Jedno z odvětví astronomie  – astrofotografie neboli fotografování nebeských objektů pomocí dalekohledů se začalo rozvíjet od roku 1840 , kdy astronom John William Draper vyfotografoval Měsíc pomocí daguerrotypie [31] . První fotografovanou hvězdou byla Vega. V noci ze 16. na 17. července 1850 byla na observatoři Harvard College pořízena první fotografie hvězdy [20] [32] . V roce 1872 Henry Draper pořídil první (po Slunci ) fotografie spektra Vega a poprvé ukázal absorpční čáry v tomto spektru [21] .

V roce 1879 použil William Huggins fotografie spektra Vega a dvanácti dalších podobných hvězd k identifikaci „dvanáct silných čar“, které jsou společné pro tuto třídu hvězd. Později byly tyto linie identifikovány jako vodíkové linie ( série Balmer ) [33] .

Vzdálenost k Vega lze určit z její paralaxy vzhledem k pevným hvězdám, když se Země pohybuje na své oběžné dráze kolem Slunce. Vasilij Struve jako první určil paralaxu Vegy v roce 1837 . Pomocí 9palcového refraktoru na ekvatoriální montáži a Fraunhoferova mikrometru vlákna Struve získal hodnotu 0,125 obloukových sekund [34] , což je velmi blízké moderní hodnotě. Ale Friedrich Bessel , který určil vzdálenost ke hvězdě 61 Cygni , byl ke Struveovým zjištěním skeptický, což způsobilo, že opustil svůj původní odhad. Struve revidoval svůj úhel pohledu a po nových výpočtech získal téměř dvojnásobnou hodnotu paralaxy (0,2169±0,0254″) [34] . Údaje získané Struvem byly tedy přijaty jako nesprávné a Bessel je považován za první determinant vzdálenosti ke hvězdě.

Paralaxa Vegy je v současnosti odhadována na 0,129″ [35] [36] .

Jas všech hvězd se měří na standardní logaritmické stupnici a čím jasnější je hvězda, tím menší je její velikost . Nejslabší hvězdy viditelné pouhým okem mají šestou magnitudu, zatímco jasnost Síria , nejjasnější hvězdy na noční obloze, je -1,47. Jako výchozí bod na této stupnici se astronomové zpočátku rozhodli vybrat Vegu: její zdánlivá jasnost byla brána jako " nula " [37] [38] .

Po mnoho let se tedy hvězdné velikosti počítaly z jasnosti Vegy. Referenční bod byl nyní předefinován řadou dalších hvězd. Pro vizuální pozorování však lze Vegu stále považovat za standard nulové velikosti: při pozorování ve standardním pásmu V fotometrického systému UBV , dnes nejběžnějším, je velikost Vega 0,03 m , což je okem nerozeznatelné od nuly. [39] . V tomto fotometrickém systému se při určování jasnosti hvězd používají tři světelné filtry - ultrafialový ( ang.  ultrafialový ), modrý ( ang.  blue ) a viditelný ( ang.  viditelný ). Označují se písmeny U, B a V. Vega byla jednou ze šesti hvězd A0V použitých při vývoji tohoto fotometrického systému . Velikosti se všemi třemi filtry jsou měřeny tak, že pro Vegu a podobné bílé hvězdy jsou si navzájem rovny: U = B = V [23] .

Fotometrická měření Vega ve dvacátých letech minulého století ukázala, že její jas není konstantní, ale mírně se mění. Změny v jasnosti hvězdy byly velmi malé (±0,03 magnitudy), a proto kvůli příliš nedokonalé technologii té doby astronomové dlouho nevěděli, zda je Vega hvězdou proměnnou nebo stálou. Novější měření, provedená v roce 1981 na observatoři. David Dunlap ukázal stejnou mírnou změnu jasnosti hvězdy jako ve 30. letech 20. století. Po pokusu přisoudit Vegu určité třídě proměnných hvězd bylo navrženo, že Vega provádí nepravidelné pulsace s nízkou amplitudou, podobné těm δ Scuti [8] .

Jedná se o jednu z kategorií proměnných hvězd, jejichž změny jasnosti jsou způsobeny jejich vlastními pulzacemi v důsledku nestability v nitru hvězdy [40] . Proměnlivost Vegy je však stále diskutabilní, protože jiní astronomové žádnou změnu jasnosti Vegy nenašli, přestože jde o typ hvězdy, kde se variabilita vyskytuje. Je tedy vysoce pravděpodobné, že neschopnost zaregistrovat změnu jasu Vegy je způsobena nedokonalostmi zařízení nebo systematickými chybami v měření [25] [41] .

Vega je první hvězdou, u které byl objeven prachový disk . Tento objev učinila v roce 1983 Infrared Space Observatory ( IRAS ) [32] [42] .

V roce 2006 byla pomocí optické interferometrie s dlouhou základní linií objevena asféričnost Vegy [43] .

Podmínky pozorování

Vega je hvězda na severní polokouli a v současnosti má deklinaci +38°48'. Lze ji vidět na severní a jižní polokouli až do 51° jižní šířky, tedy téměř kdekoli na světě kromě Antarktidy a samého jihu Jižní Ameriky (zejména ve městě Ushuaia hvězda nikdy nevychází ). Severně od 51° severní šířky. sh. Vega nikdy nepřekročí horizont a z tohoto důvodu je ve vysokých a polárních šířkách severní polokoule pozorována po celý rok. Zenitový bod Vega prochází přibližně v zeměpisné šířce Atén . V zeměpisné šířce Moskvy Vega nezasahuje za horizont , v zimě je však díky nízké poloze nad obzorem možné její pozorování pouze ráno nebo večer. Na jihu Ruska (jižně od 51° severní šířky) je Vega skryta za obzorem, ale nespadá hluboko pod něj. [44]

Vega spolu s Deneb a Altair tvoří známý asterismus " Leto-Podzimní trojúhelník ", který je viditelný na severní polokouli, na rovníku a na jižní polokouli až po 45. rovnoběžku . Ve středních severních šířkách ( 45° a výše) je pozorován po celý rok, nejlépe na konci jara , v létě , na podzim a začátkem zimy (od května do prosince ). V druhé polovině zimy a na začátku jara (od ledna do dubna ) se Altair zobrazuje po půlnoci, takže celý asterismus můžete vidět až ráno. Ve středních jižních šířkách je Vega, stejně jako celý trojúhelník léto-podzim, viditelná v zimě a brzy na jaře (od června do září ).

Vega kulminuje o astronomické půlnoci 1. července, v tu dobu je v opozici se Sluncem. Právě v této době jsou vytvořeny nejlepší podmínky pro pozorování Vegy ze Země [45] .

Jak čas plyne, severní deklinace Vega se bude zvyšovat. Jakmile se hvězda přiblíží k severnímu nebeskému pólu v důsledku precese Země - asi za 12 tisíc let - se Vega stane polární hvězdou severní polokoule. Vega byla takovou hvězdou 13 tisíc let před naším letopočtem. E. a bude v roce 14 000 našeho letopočtu. E. Během tohoto období bude Vega ukazovat přibližně na sever a pohled na oblohu se dramaticky změní a v zeměpisných šířkách Charkova budou viditelná taková jižní souhvězdí jako Jižní kříž , Kentaurus , Mukha , Vlk . Před sto tisíci lety byl nejjasnější hvězdou na obloze Canopus a nyní je to Sirius, zatímco Vega byla a bude jednou z nejjasnějších hvězd na obloze a v budoucnu se její jas ještě zvýší. Kromě toho se v budoucnu zvýší také lesk Altaira, další jasné hvězdy trojúhelníku léto-podzim . [37]

Fyzikální vlastnosti

Vega patří ke spektrálnímu typu A0V , to znamená, že je to bílá hvězda hlavní posloupnosti . Hlavním zdrojem energie hvězdy je termonukleární reakce fúze helia z vodíku v hlubinách při vysoké teplotě. Vzhledem k tomu, že masivní hvězdy spotřebovávají vodík rychleji než malé hvězdy, bude životnost Vegy (podle odhadů z roku 1979) jedna miliarda let – desetkrát méně než Slunce [46] : podle modelů vývoje hvězd při 1,75<M<2,7 ; 0,2<Y<2,7; 0,004<Z<0,001 mezi vstupem hvězdy do hlavní hvězdné posloupnosti a jejím přechodem do vedlejší větve červených obrů, 0,43-1,64⋅10 uplyne 9 let. Avšak s hmotností Vega 2,2 je stáří Vegy méně než jedna miliarda let.

Na rozdíl od Slunce není hlavním zdrojem energie na Veze proton-protonová reakce , ale tzv. CNO cyklus syntézy atomů helia z vodíkových atomů za pomoci prostředníků - uhlíku , dusíku a kyslíku . To vyžaduje teplotu 16 milionů kelvinů [47] – vyšší než je teplota v  nitru Slunce. Tato metoda je účinnější než proton-protonová reakce. Cyklus je velmi citlivý na teplotu , odvod tepla ze středu hvězdy neprobíhá zářením, ale konvekcí [48] . Ve Vega se tedy radiační transportní zóna nachází nad konvektivní zónou , zatímco na Slunci je tomu naopak [49] [50] [51] .

Tok energie z Vega byl přesně měřen různými způsoby a používá se jako referenční. Při vlnové délce 548 nm je tedy hustota toku 3650 Jy s povolenou chybou 2 % [52] . Vega má relativně ploché elektromagnetické spektrum ve viditelné oblasti spektra, 350-800 nanometrů, kde hustota toku je 2000-4000 Jy [53] . V infračervené části spektra je hustota toku nízká a rovná se asi 100 Jy při vlnové délce 5 mikrometrů [54] . Spektru hvězdy dominují absorpční čáry vodíku [52] . Linie ostatních prvků jsou poměrně slabé; z nich jsou nejsilnější linie ionizovaného hořčíku , železa a chrómu [55] .

Vega se stala první jedinou hvězdou hlavní posloupnosti (jinou než Slunce), u které byla zjištěna rentgenová emise (v roce 1979) [56] . Záření Vega v oblasti rentgenového záření je nevýznamné, což naznačuje, že Vega nemá vůbec žádnou korónu nebo je velmi slabá [57] .

Vývoj hvězd

Vega vznikla před 455±13 miliony let [4] . Je výrazně starší než Sirius , jehož stáří se odhaduje na 240 milionů let. Vzhledem k relativně vysoké svítivosti Vegy (ve srovnání se Sluncem ) vědci předpokládají, že životnost Vegy ve fázi hlavní sekvence bude asi 1 miliarda let, poté se z ní stane podobr a nakonec červený obr . Poslední fází evoluce Vegy bude svlékání jejích skořápek a přeměna v bílého trpaslíka . Vega se nebude moci stát supernovou - k tomu nebude mít dostatečnou hmotnost, která by měla být alespoň 5 hmotností Slunce. Ve své současné podobě vydrží Vega asi 500 milionů let, dokud jí nedojde vodíkové palivo . Jinými slovy, Vega je stejně jako Slunce uprostřed svého života [8] [37] .

Rotace

Podle interferometrických údajů se poloměr Vega odhaduje na 2,73 ± 0,01 poloměru Slunce , což je o 60 % více než poloměr Síria . Zatímco podle teoretických výpočtů[ upřesnit ] měl by být pouze o 12 % větší než poloměr Sirius.

Bylo navrženo, že taková anomálie by mohla být způsobena vysokou rychlostí rotace hvězdy kolem její osy. Vega, na rozdíl od většiny hvězd, nemá tvar koule , ale tvar rotačního elipsoidu a je v současné době viditelná ze Země téměř ze strany pólu. Dalekohled CHARA tuto domněnku potvrdil [43] .

Vega je ze Země viditelná prakticky ze strany pólu  - úhel mezi osou rotace a linií pohledu je asi 5 stupňů [4] . Rychlost rotace hvězdy na rovníku byla stanovena v rozmezí od 175±33 do 274±14 km/s . Pro rok 2010 je to 236 ± 4 km/s , neboli 88 % prvního prostoru (takže by se Vega zhroutila odstředivými silami) [4] . Doba rotace hvězdy kolem své osy je 17,6 ± 0,2 hodiny [58] .

Taková rychlá rotace Vega jí dává elipsoidní tvar: její rovníkový průměr je o 1/5 větší než polární. Polární poloměr je 2,36 ± 0,01 slunečních poloměrů, zatímco rovníkový je 2,82 ± 0,01 slunečních poloměrů [4] .

Gravitační zrychlení na Veze se také velmi mění se zeměpisnou šířkou , takže povrchové teploty na Veze se velmi liší. Podle von Zeipelovy věty je svítivost hvězd v oblasti pólů vyšší, což se projevuje teplotním rozdílem mezi póly a rovníkem. V blízkosti pólu je to 9695 ± 20 K, zatímco v blízkosti rovníku je to o 2400 K méně [59] .

Pokud bychom Vegu viděli ze strany rovníku, pak by se nám její jasnost zdála dvakrát slabší [19] [60] .

Teplotní rozdíl může také naznačovat přítomnost konvektivní zóny kolem rovníku. [43]

Pokud by Vega byla pomalu rotující, sféricky symetrická hvězda, pak by její jasnost odpovídala 57 svítivosti Slunce. Tato jasnost je mnohem větší než svítivost typické hvězdy s takovou hmotností. Detekce rotace Vegy tedy umožnila odstranit tento rozpor a celková bolometrická svítivost Vegy převyšuje sluneční jen 37krát [43] .

Vega se dlouho používala jako referenční hvězda pro kalibraci dalekohledů. Znalost rychlosti rotace Vegy a znalost úhlu, pod kterým ji vidíme, nám pomohla upravit interferometry vzhledem k této hvězdě a nyní je průměr hvězdy měřen přesně [61] .

Metalicita

Pojem „ kovovitost “ v popisu hvězdy znamená obsah prvků těžších než helium v ​​ní, protože všechny prvky těžší než helium se v astronomii nazývají kovy .

Ve fotosféře Vega je takových prvků málo - pouze 32 % stejného slunečního indikátoru. Pro srovnání, fotosféra Síria obsahuje třikrát více kovů než Slunce. Slunce obsahuje mnoho prvků těžších než helium . Jejich obsah se odhaduje na 0,0172 ± 0,002 z celkové hmotnosti [62] (tj. Slunce se skládá z těžkých prvků asi z 1,72 procenta). Naproti tomu Vega se skládá z těžkých prvků pouze z 0,54 %.

Neobvykle nízká metalicita Vega umožňuje, aby byla klasifikována jako hvězda typu Boötes λ [63] [64] .

Důvod tak nízké metalicity Vegy (a dalších podobných hvězd spektrálního typu A0-F0) zůstává nejasný.

Možná je to způsobeno ztrátou hmotnosti hvězdy. Takový proces však začíná až na konci života hvězdy, když jí dojde vodíkové palivo. Dalším možným důvodem může být vznik Vegy z oblaku plynu a prachu s neobvykle nízkým obsahem kovů [65] .

Pozorovaný poměr helia k vodíku ve Vega je asi o 40 % nižší než u Slunce. To může být způsobeno vymizením konvekční zóny helia blízko povrchu. Energie z nitra hvězdy se místo konvekce přenáší pomocí elektromagnetického záření, které může být příčinou anomálií. Dalším důvodem takových anomálií může být difúze [66] .

Pohyb v prostoru

Radiální rychlost Vega je součástí pohybu hvězdy podél linie pohledu pozorovatele.

Pro hvězdy a galaxie je jednou z nejdůležitějších charakteristik posun čar v jejich spektru . Pokud jsou čáry posunuty na červenou stranu spektra ( rudý posuv ), pak se tato hvězda nebo galaxie vzdaluje od pozorovatele a čím větší je posun, tím větší je rychlost odstraňování. U hvězd je tento posun malý, ale neexistuje jiný způsob, jak určit rychlost jejich pohybu vzhledem k Zemi. Přesná měření rudého posuvu Vegy dala výsledek -13,9 ± 0,9 km/s. [67] Znaménko mínus označuje pohyb hvězdy směrem k Zemi.

Díky správnému pohybu hvězd se Vega postupně pohybuje na pozadí jiných hvězd tak vzdálených od Země, že se zdají být stacionární - jejich vlastní pohyb je tak malý, že je zanedbáván.

Pečlivá měření polohy hvězdy umožnila změřit vlastní pohyb Vegy. Vlastní pohyb Vegy za rok je 202,03 ± 0,63 milisekund oblouku při rektascenci a 287,47 ± 0,54 milisekund oblouku při deklinaci [68] .

Celkový správný pohyb Vega je 327,78 miliarcsekund za rok. Za 11 tisíc let se Vega pohybuje přibližně o jeden stupeň přes nebeskou sféru [69] .

Ve vztahu k sousedním hvězdám je rychlost Vegy následující: podél souřadnice U = −16,1 ± 0,3 km/s, podél souřadnice V = −6,3 ± 0,8 km/s a podél souřadnice W = −7,7 ± 0 .3 km/s [70] . Celková rychlost Vegy je 19 kilometrů za sekundu [71] , což zhruba odpovídá rychlosti Slunce vůči sousedním hvězdám.

Přestože je Vega v současnosti teprve pátou nejjasnější hvězdou na obloze, postupem času bude její jasnost pomalu narůstat díky jejímu přiblížení ke sluneční soustavě. Asi za 210 000 let se Vega stane nejjasnější hvězdou na obloze. Za dalších 70 tisíc let její jasnost dosáhne maxima −0,81 m a Vega bude nejjasnější hvězdou po dobu 270 tisíc let [72] .

Při zkoumání dalších hvězd podobných stářím a vlastnostmi jako Vega, stejně jako pohybujících se podobným způsobem jako Vega, astronomové zařadili Vegu do takzvané Castorovy skupiny . Tato malá skupina zahrnuje asi 16 hvězd velmi podobných Vega. Zahrnuje tyto objekty: α Libra , α Cephei , Castor, Fomalhaut a Vega. Všechny tyto hvězdy se ve vesmíru pohybují téměř paralelně jedna s druhou a stejnou rychlostí. Kdysi všechny tyto hvězdy vznikly na stejném místě a ve stejnou dobu, ale poté se staly gravitačně nezávislými, ale stejně jako v případě Síria , astronomové našli důkazy o existenci této skupiny již v minulosti [73] .

Podle vědců se skupina zformovala přibližně před 100-300 miliony let a hvězdy této skupiny se pohybují přibližně stejnou rychlostí - asi 16,5 kilometrů za sekundu [70] [74] .

Planetární systém

Nadměrné infračervené záření

Jedním z prvních velkých úspěchů v práci Infrared Astronomical Observatory ( IRAS ) byla registrace významného přebytku toku infračerveného záření z Vega oproti očekávání. Zvýšená intenzita záření byla detekována na vlnových délkách 25, 60 a 100 mikrometrů a tyto vlny pocházely z vesmíru s úhlovým poloměrem deseti úhlových sekund, což odpovídá zdroji záření o průměru 80 AU. e. Bylo navrženo, že zdrojem záření jsou malé částice rotující kolem Vega, o průměru alespoň jeden milimetr a teplotě asi 85 K [75] . Částice o menším průměru budou vyfouknuty ze systému lehkým tlakem nebo dopadnou na hvězdu v důsledku Poynting-Robertsonova jevu [76] . Tento efekt je způsoben tím, že tepelné fotony reemitované prachovými částicemi jsou anizotropní v referenční soustavě fixované vzhledem ke hvězdě, a proto převládá reemise ve směru pohybu prachových zrn. Výsledkem je, že zrnko prachu ztratí svůj moment hybnosti a dopadá ve spirále na hvězdu, a když se k ní dostatečně přiblíží, vypaří se. Tento efekt je o to výraznější, čím blíže je prachové zrno hvězdě [32] .

Pozdější měření elektromagnetického toku 193 mikrometrů z Vega ukázala, že je slabší, než se očekávalo. To znamenalo, že velikost prachových částic byla 100 mikrometrů nebo méně. Model vytvořený na základě těchto pozorování předpokládal, že pozorujeme prachový disk o poloměru 120 AU obklopující hvězdu. tedy téměř shora, jak se na Vegu díváme téměř z pólu. Ve středu tohoto disku je navíc otvor o poloměru téměř 80 astronomických jednotek. Vega [77] se nachází ve středu tohoto otvoru .

Po objevu anomálního záření Vega byly objeveny další podobné hvězdy. V roce 2002 bylo zaregistrováno asi 400 hvězd podobných Vega [28] , včetně Denebola , Beta Pictorial , Fomalhaut , Epsilon Eridani a dalších. [78] Bylo navrženo, že tyto hvězdy se mohou stát klíčem k odhalení původu sluneční soustava [28] .

Prachový disk

V roce 2005 pořídil Spitzerův vesmírný dalekohled snímky Vegy a také prachu obklopujícího hvězdu v infračerveném spektru, protože prach volně propouští infračervené záření. Bylo vidět, že různé části prachového disku jsou zdroji záření různých vlnových délek. Při vlnové délce 24 mikrometrů má disk velikost 43 úhlových sekund, což odpovídá vzdálenosti od Vega 330 AU. při 70 mikrometrech - 70 obloukových sekund (543 AU) a při 160 mikrometrech - 105 obloukových sekundách (815 AU). Tyto části, široké a vzdálené od hvězdy, se skládaly z malých částic o velikosti od 1 do 50 mikrometrů v průměru. Vzdálenost vnitřní hranice prachu od hvězdy se odhaduje na 71-102 AU. e. nebo 11 ± 2 obloukové sekundy. Takto jasná hranice disku vznikla proto, že Vega svým zářením odpuzuje prachové částice a zároveň prachový disk drží díky přitažlivosti, díky čemuž je relativně stabilní [26] .

Celková hmotnost disku prachu je 0,003 hmotnosti Země, což odpovídá objektu o poloměru asi 1000 km. Předpokládá se, že zničení a přeměna tělesa takové hmotnosti v prach v důsledku srážky je nepravděpodobné. Pravděpodobnější je jeho vznik při srážce objektů menší hmotnosti, které spustily fragmentační kaskádu, narážející do jiných podobných objektů [26] .

Doba existence bez doplňování nového materiálu takových prachových struktur není delší než 10 milionů let. Pokud nedochází k novým srážkám, postupně zanikají [26] .

Pozorování infračerveným dalekohledem CHARA ( Mount Wilson Observatory ) v roce 2006 potvrdila přítomnost druhého prachového disku kolem Vegy ve vzdálenosti asi 8 AU. e. od hvězdy (asi 1 miliarda km). Tento prach je podobný pásu slunečních asteroidů nebo je výsledkem intenzivních srážek mezi kometami nebo meteority, ale může se také jednat o formující se planetu [79] . Je možné, že prach z tohoto disku je zodpovědný za předpokládanou variabilitu Vega [80] .

Možná planetární soustava

Pozorování provedená teleskopem Jamese Clarka Maxwella v roce 1997 odhalila takzvanou „protáhlou jasnou centrální oblast“ kolem Vegy, která se nacházela ve vzdálenosti 9 obloukových sekund (70 AU) od Vegy směrem na severovýchod. Předpokládalo se, že to byly buď poruchy disku hypotetickou exoplanetou , nebo nějaký nebeský objekt byl na oběžné dráze kolem Vegy, zcela obklopený prachem. Snímky získané z dalekohledu Keck na Havaji však vedly vědce k závěru, že mluvíme o velmi velkém oblaku prachu a plynu, který se nachází kolem Vegy, a že se zjevně jedná o protoplanetární disk a hmotnost objektu, který je z něj tvořeno - 12 hmotností Jupiteru , což odpovídá světle hnědému trpaslíkovi nebo subhnědému trpaslíkovi . Astronomové z Kalifornské univerzity v Los Angeles (UCLA) [81] [82] také dospěli k závěru, že planety Vega jsou v procesu formování .

V roce 2003 byl předložen další podobný návrh na přítomnost planety (možná několika planet) kolem Vegy o hmotnosti Neptunu , která migrovala ze vzdálenosti 40 AU. z hvězdy na 65 AU asi před 50 miliony let [30] . Pomocí koronografu dalekohledu Subaru na Havaji v roce 2005 byli astronomové schopni omezit horní hranici hmotnosti planet Vega na 5-10 hmotností Jupiteru. Astronomové navíc navrhli, že kromě těchto hypotetických obřích planet mohou v systému Vega existovat také pozemské planety . Je velmi pravděpodobné, že úhel sklonu drah planet Vega pravděpodobně úzce souvisí s rovníkovou rovinou hvězdy [83] [84] .

Po deseti letech pozorování Vegy pomocí metody radiální rychlosti astronomové navrhli, že by mohla mít satelit Vega b s minimální hmotností alespoň 20 hmotností Země. Planeta udělá jednu otáčku kolem Vegy za 2,43 dne, zatímco samotná Vega se otočí kolem své osy za 16 hodin. Teploty na povrchu planety mohou dosáhnout 3000 °C (5390 stupňů Fahrenheita [85] ) [86] .

Bezprostřední okolí hvězdy

V okruhu 10 světelných let od Vegy jsou následující hvězdné systémy :

Hvězda Spektrální třída Vzdálenost, St. let
G 184-19 M4,5V / M4,5V 6.2
μ Herkules 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

Z pohledu pozorovatele pozorujícího z kterékoli z hypotetických planet Vega bude Slunce v souhvězdí Holubice a bude mít zdánlivou velikost 4,3 m . Pouhým okem byla hvězda takové zářivosti na hypotetické planetě vidět za jasné, dobré hvězdné noci, a to nevyžaduje mimořádnou ostražitost [37] .

Vega v mýtech národů světa

Jako jedna z nejjasnějších hvězd na nebeské klenbě přitahovala Vega pozornost starověkých národů, které ji obdařily mytologickými vlastnostmi. Asyřané také nazývali Vega „Dayan Seim“, což v ruštině znamená „soudce nebes“. Akkadové dali hvězdě jméno „Tir-anna“, neboli „život na nebesích“. Babylonský Dilgan („posel světla“) by mohl být spojován s Vega [45] . Staří Řekové považovali kosočtverec čtyř hvězd vedle Vegy za lyru , vytvořenou Hermesem a následně přenesenou Apollónem na hudebníka Orfea ; tento název souhvězdí je dnes běžný [87] .

Čínská mytologie popisuje milostný příběh Qi Xi ( čínsky 七夕, pinyin qī xī ) , ve kterém jsou Niu-lan (hvězda Altair ), pastýř a jeho dvě děti (β a γ Orla ) navždy odděleni od své matky, nebeské tkadlec Zhi-nuy (Vegoi), který se nachází na druhé straně řeky  - Mléčné dráhy [88] . Z této legendy vychází i japonský festival Tanabata [89] . Starověké ingušské mýty vysvětlují původ Vegy, Deneba a Altaira, kteří tvoří trojúhelník na obloze, legendou o dceři boha hromu a blesku Sel, dívce neobyčejné krásy, která se provdala za nebesa. Podle této pověsti připravila z těsta trojúhelníkový chléb a vložila ho do popela a uhlíků, aby ho upekla. Zatímco šla pro slámu, shořely jí dva rohy chleba, přežil jen jeden. A nyní jsou na obloze vidět tři hvězdy, z nichž jedna (Vega) je mnohem jasnější než ostatní dvě [90] . V zoroastrismu je Vega někdy spojována s Vanantem , malým božstvem , jehož jméno znamená „přemožitel“ [91] .

V Římské říši byl okamžik, kdy Vega překročila horizont před východem Slunce, považován za začátek podzimu [11] .

Středověcí astrologové považovali Vegu za jednu z 15 vybraných hvězd, jejichž vliv na lidstvo byl největší [92] . Heinrich Cornelius Agrippa použil kabalistický symbol s podpisem Lat.  Vultur cadens , doslovný překlad arabského jména [93] . Hvězda byla zosobněna kamenem chryzolit a pikantní rostlinou . Kromě jména „Vega“ nazývali různí astrologové středověku tuto hvězdu „Vagni“, „Vagniekh“ a „Century“ [45] .

Kromě toho je Vega opakovaně zmiňována v dílech sci-fi literatury. Zejména 34. hvězdná expedice hvězdné lodi "Sail" v románu Ivana Efremova "Mlhovina Andromeda" byla poslána do Vega , která objevila pouze 4 neživé planety.

Viz také

Poznámky

  1. ↑ Freire R., Czarny J., Felenbok P., Praderie F. Profily s vysokým rozlišením u hvězd typu A. II - VEGA CA II linie H a K pozorované na sluneční věži Meudon  // Astron . Astrophys. / T. Forveille - EDP Sciences , 1978. - Sv. 68.—S. 89–95. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846
  2. ↑ 1 2 Leeuwen F. v. Ověření nové redukce Hipparcos  // Astron . Astrophys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2007. - Vol. 474, Iss. 2. - S. 653-664. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361:20078357 - arXiv:0708.1752
  3. ↑ 1 2 3 4 Gatewood G. Astrometrické studie Aldebaran, Arcturus, Vega, Hyády a další oblasti  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2008. - Vol. 136, Iss. 1. - S. 452-460. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 – doi:10.1088/0004-6256/136/1/452
  4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Yoon J. , Peterson D. M., Kurucz R. L., Zagarello R. J. Nový pohled na složení, hmotnost a věk Vegy  // Astrofyza . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 2009. - Sv. 708, Iss. 1. - S. 71-79. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 – doi:10.1088/0004-637X/708/1/71
  5. ↑ Ducati J. R. Catalog of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system  (anglicky) - 2002. - Vol. 2237.
  6. ↑ Gontcharov G. A. Pulkovo Kompilace radiálních rychlostí pro 35 495 hvězd Hipparcos ve společném systému  (anglicky) // Ast. Lett. / R. Sunyaev - Nauka , Springer Science + Business Media , 2006. - Vol. 32, Iss. 11. - S. 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. Příspěvky k projektu blízkých hvězd (NStars): Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 Parsecs: The Northern Sample. I  (anglicky) // Astron. J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2003. - Vol. 126, Iss. 4. - S. 2048-2059. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1086/378365 - arXiv:astro-ph/0308182
  8. ↑ 1 2 3 Fernie J. D. On the variability of VEGA  // Publications of the Astronomical Society of the Pacific - University of Chicago Press , 1981. - Vol . 93. - S. 333. - ISSN 0004-6280 ; 1538-3873 – doi:10.1086/130834
  9. ↑ 1 2 Royer F., Gebran M., Monier R., Smalley B., Pintado O., Reiners A., Hill G., Gulliver A. Normální hvězdy A0−A1 s nízkou rotační rychlostí. I. Stanovení a klasifikace početnosti  (anglicky) // Astron. Astrophys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2014. - Vol. 562.—S. 84—84. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201322762 - arXiv:1401.2372
  10. ↑ Astronomická databáze SIMBAD
  11. ↑ 1 2 Allen R. H. Hvězdná jména a jejich významy  (anglicky) - NYC : G.E. Stechert , 1899. - S. 284-285.
  12. ↑ Cyril Glasse. Astronomie // Nová encyklopedie islámu. - Rowman Altamira, 2001. - ISBN 0-75-910190-6 .
  13. ↑ Harper, Douglas. Vega . Online etymologický slovník (listopad 2001). Získáno 21. února 2008. Archivováno z originálu 25. ledna 2012.
  14. ↑ Gerald Massey. Starověký Egypt: Světlo světa. - Adamant Media Corporation, 2001. - ISBN 1-4021-7442-X .
  15. ↑ William Tyler Olcott. Star Lore of All Ages: Sbírka mýtů, legend a faktů týkajících se souhvězdí severní polokoule . - G. P. Putnamovi synové, 1911.
  16. ↑ Deborah Houlding. Lyra: Lyra . Skyscript (prosinec 2005). Získáno 21. února 2008. Archivováno z originálu 25. ledna 2012.
  17. ↑ Houtsma, M. Th.; Wensinck, AJ; Gibb, HAR; Heffening, W.; Levi-Provensálsko. EJ Brill's First Encyclopaedia of Islam, 1913-1936. - EJ Brill, 1987. - Sv. VII. — S. 292.
  18. ↑ Lyra . Jsou nad námi vzhůru nohama: mytologie souhvězdí. Získáno 21. července 2017. Archivováno z originálu 15. února 2012.
  19. ↑ 1 2 Gulliver A. F., Hill G., Adelman S. J. Vega: Rychle rotující polární hvězda  // The Astrophysical Journal Letters - IOP Publishing , 1994. - Vol. 429.—S. 81—84. — ISSN 2041-8205 ; 2041-8213 – doi:10.1086/187418
  20. ↑ 1 2 Holden E. S., Campbell W. W. Fotografie Venuše, Merkuru a Alfa lyr za denního světla  (anglicky) // Publikace Pacifikské astronomické společnosti - University of Chicago Press , 1890. - Sv. 2. - S. 249-250. — ISSN 0004-6280 ; 1538-3873 – doi:10.1086/120156
  21. ↑ 1 2 Barker G. F. On the Henry Draper Memorial Photographs of Stellar Spectra  // Proceedings of the American Philosophical Society - Philadelphia : American Philosophical Society , 1887. - Vol. 24, Iss. 125. - S. 166-172. — ISSN 0003-049X ; 2326-9243
  22. ↑ Berry A. Krátká historie astronomie  (britská angličtina) - Londýn : John Murray , 1898. - s. 362.
  23. ↑ 1 2 Johnson H. L., Morgan W. W. Základní stelární fotometrie pro standardy spektrálního typu na revidovaném systému Yerkesova spektrálního atlasu  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 1953. - Sv. 117. - S. 313-352. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 – doi:10.1086/145697
  24. ↑ Kinman T., Castelli F. Stanovení T eff pro hvězdy typu A chudé na kovy pomocí magnitud V a 2MASS J, H a K  // Astron . Astrophys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2002. - Vol. 391, Iss. 3. - S. 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 O variabilitě Vega  (anglicky) // Informační bulletin o proměnných hvězdách - Observatoř Konkoly , 1989. - Iss. 3308. - S. 1–2. — ISSN 0374-0676 ; 1587-2440 ; 1587-6578
  26. ↑ 1 2 3 4 Su K. Y. L. , Rieke G. H. , Misselt K. A. , Stansberry J. A., A. Moro-Martin, Stapelfeldt K. R., Werner M. W., Trilling D. E., Wyatt M. C., Holland W. S. et al. The Vega Debris Disk: A Surprise from Spitzer  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 2005. - Sv. 628, Iss. 1. - S. 487-500. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1086/430819 - arXiv:astro-ph/0504086
  27. ↑ S. B. Popov. Projížďka kolem Vegy . Astronet . Astronet (7. dubna 2005). Získáno 26. dubna 2009. Archivováno z originálu 12. ledna 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. - S. 514-518. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1086/341164 - arXiv:astro-ph/0204255
  29. ↑ Wilner D. J. , Holman M. J., Kuchner M. J., Ho P. T. P. Structure in the Dusty Debris around Vega  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 2002. - Sv. 569, Iss. 2. - S. 115-119. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 – doi:10.1086/340691 – arXiv:astro-ph/0203264
  30. ↑ 1 2 Wyatt M. C. Rezonanční zachycení planetesimál migrací planet: Shluky disku trosek a podobnost Vegy se sluneční soustavou  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 2003. - Sv. 598, Iss. 2. - S. 1321-1340. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 – doi:10.1086/379064 – arXiv:astro-ph/0308253
  31. ↑ Kulikovsky P. G. Referenční kniha pro amatérskou astronomii / ed. V. G. Surdin - 6 - M . : Editorial URSS , 2009. - S. 31. - ISBN 978-5-397-00097-0
  32. ↑ 1 2 3 A. I. Djačenko. Planetární systém Vega . Astronet . Astronet . Získáno 18. dubna 2009. Archivováno z originálu 17. prosince 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/ACCPROF:OSO/9780198509530.001.
  34. ↑ 1 2 Fernie J. D. The Historical Search for Stellar Parallax  // J. Roy. Astron. soc. Umět. - RASC , 1975. - Sv. 69. - S. 222-239. — ISSN 0035-872X
  35. ↑ Mapping the Sky  (anglicky) : Past Heritage and Future Directions / S. Débarbat , J. A. Eddy - Springer Science + Business Media , 1988. - ISBN 90-277-2810-0
  36. ↑ Anonymní. První měření paralaxy . Astroprof (28. června 2007). Získáno 21. února 2008. Archivováno z originálu 25. ledna 2012.
  37. ↑ 1 2 3 4 5 Siegel F. Yu. Pokladnice hvězdné oblohy - 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. ↑ Cochran A. L. Spektrofotometrie s polem samoskenovaných křemíkových fotodiod. II - Sekundární standardní hvězdy  (anglicky) // The Astrophysical Journal : Supplement Series - American Astronomical Society , 1981. - Vol. 45.—S. 83–96. — ISSN 0067-0049 ; 1538-4365 – doi:10.1086/190708
  40. ↑ Gautschy A., Saio H. Pulsace hvězd napříč HR diagramem: Část 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. - S. 75-113. — ISSN 0066-4146 ; 1545-4282 – doi:10.1146/ANNUREV.AA.33.090195.000451
  41. ↑ Hayes DS Stellar absolutní toky a distribuce energie od 0,32 do 4,0 mikronů  (Angl.) - Como : 1985. - Sv. 111. - S. 225-252.
  42. ↑ Harvey P. M., Wilking B. A., Joy M. On the daleko-infrared exces of Vega  // Nature / M. Skipper - NPG , Springer Science + Business Media , 1984. - Vol. 307, Iss. 5950.—S. 441–442. — ISSN 1476-4687 ; 0028-0836 - doi:10.1038/307441A0
  43. ↑ 1 2 3 4 Aufdenberg J. P., Merand A., Foresto V. C. d., Folco E. D., Kervella P. , Ridgway S. T., Berger D. H., Brummelaar T. A. t., McAlister H. A., Sturmann J. et al. První výsledky z pole CHARA. VII. Interferometrická měření Vega na dlouhé základní linii konzistentní s rychle rotující hvězdou na pólu  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 2006. - Sv. 645, Iss. 1. - S. 664-675. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 – doi:10.1086/504149 – arXiv:astro-ph/0603327
  44. ↑ Encyklopedie pro děti. Astronomie. — M .: Avanta, 2007.
  45. ↑ 1 2 3 Robert Burnham J. Burnham's Celestial Handbook  (Angl.) - Dover Publications , 1978. - Vol. 2. - ISBN 0-48-623568-8
  46. ↑ Mengel J. G., Demarque P., Sweigart A. V., Gross P. G. Stellar evolution from the zero-age main sequence  // The Astrophysical Journal : Supplement Series - American Astronomical Society , 1979. - Vol. 40. - S. 733. - ISSN 0067-0049 ; 1538-4365 – doi:10.1086/190603
  47. ↑ Konkurence mezi řetězcem PP a cyklem CNO . Odd. Univerzita fyziky a astronomie v Tennessee. Archivováno z originálu 25. ledna 2012.
  48. ↑ Astronomie: XXI století / Ed.-comp. V. G. Surdin . - 2. vyd. - Fryazino: Century 2, 2008. - S. 134-135. — ISBN 978-5-85099-181-4 .
  49. ↑ Browning M. K., Brun A. S. , Toomre J. Simulations of Core Convection in Rotating A-Type Stars: Differential Rotation and Overshooting  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 2004. - Sv. 601, Iss. 1. - S. 512-529. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1086/380198 - arXiv:astro-ph/0310003
  50. ↑ Thanu Padmanabhan. Teoretická astrofyzika. - Cambridge University Press , 2002. - ISBN 0521562414 .
  51. ↑ Cheng, Kwong-Sang; Chau, Hoi Fung; Lee, Kai Ming. Kapitola 14: Zrození hvězd (nedostupný odkaz) . Povaha vesmíru . Hongkongské vesmírné muzeum (2007). Získáno 21. února 2008. Archivováno z originálu 25. ledna 2012. 
  52. ↑ 1 2 Oke J. B., Schild R. E. The Absolute Spectral Energy Distribution of Alpha Lyrae  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 1970. - Sv. 161. - S. 1015-1023. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 – doi:10.1086/150603
  53. ↑ Walsh, J. Alpha Lyrae (HR7001) (odkaz není k dispozici) . Optické a UV spektrofotometrické standardní hvězdy . ESO (6. března 2002). Archivováno z originálu 4. července 1998. 
  54. ↑ McMahon, Richard G. Notes on Vega and magnitudes (Text). University of Cambridge (23. listopadu 2005). Získáno 21. února 2008. Archivováno z originálu 25. ledna 2012.
  55. ↑ Michelson E. Blízká ultrafialová hvězdná spektra α Lyrae a β  Orionis // Mon. Ne. R. Astron. soc. / D. Flower - OUP , 1981. - Sv. 197, Iss. 1. - S. 57-74. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 – doi:10.1093/MNRAS/197.1.57
  56. ↑ Ponyatov, 2021 , str. 48.
  57. ↑ Schmitt, JHMM Coronae na hvězdách podobných Slunci  // Astronomie a astrofyzika  . - EDP Sciences , 1999. - Sv. 318 . - S. 215-230 .
  58. ↑ Petit P. , Lignières F., Wade G. A., Aurière M., Böhm T., Bagnulo S., Dintrans B., Fumel A., Grunhut J., Lanoux J. et al. Rychlá rotace a složitá geometrie magnetického pole Vega  // Astron . Astrophys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2010. - Vol. 523.—S. 41—41. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 – doi:10.1051/0004-6361/201015307 – arXiv:1006.5868
  59. ↑ Peterson D. M., Hummel C. A., Pauls T. A., Armstrong J. T., Benson J. A., Gilbreath G. C., Hindsley R. B., Hutter D. J., Johnston K. J., Mozurkewich D. et al. Vega je rychle rotující hvězda  (anglicky) // Nature / M. Skipper - NPG , Springer Science + Business Media , 2006. - Vol. 440, Iss. 7086.—S. 896–899. — ISSN 1476-4687 ; 0028-0836 - doi:10.1038/NATURE04661 - PMID:16612375 - arXiv:astro-ph/0603520
  60. ↑ Průmět hvězdy ze strany pólů je kruh, ze strany rovníku - elipsa. Průřez elipsy je jen asi 81 % průřezu na pólech, takže rovníková oblast dostává méně energie. Případná další svítivost se vysvětluje rozložením teplot. Podle Stefan-Boltzmannova zákona bude tok energie z rovníku Vega přibližně o 33 % větší než z pólu:
  61. ↑ Quirrenbach A. Astronomie. Seeing the surface of stars  (anglicky) // Science / J. M. Berg , H. Thorp - AAAS , 2007. - Vol. 317, Iss. 5836. - S. 325-326. — ISSN 0036-8075 ; 1095-9203 – doi:10.1126/SCIENCE.1145599 – PMID:17641185
  62. ↑ Antia H. M. , Basu S. Stanovení slunečních abundance pomocí helioseismologie  // Astrofyza . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 2006. - Sv. 644, Iss. 2. - S. 1292-1298. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1086/503707 - arXiv:astro-ph/0603001
  63. ↑ Renson P., Faraggiana R., Boehm C. Katalog kandidátů lambda Bootis  // Informační bulletin Centra de Donnees Stellaires - 1990. - Sv. 38. - S. 144.
  64. ↑ Qiu H. M., Zhao G., Chen Y. Q., Li Z. W. The Abundance Patterns of Sirius and Vega  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 2001. - Sv. 548, Iss. 2. - S. 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. Ne. R. Astron. soc. / D. Flower - OUP , 1998. - Sv. 301, Iss. 4. - S. 1099-1103. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 – doi:10.1046/J.1365-8711.1998.02070.X
  66. ↑ Adelman S. J., Gulliver A. F. Analýza elementární abundance povrchově normální hvězdy A VEGA  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 1990. - Sv. 348.—S. 712–717. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 – doi:10.1086/168279
  67. ↑ Evans DS Revize obecného katalogu radiálních rychlostí  // Proceedings of the International Astronomical Union - Cambridge University Press , 1967. - Vol. 30.—S. 57-62. — ISSN 1743-9221 ; 1743-9213
  68. ↑ Perryman MAC, Lindegren L., Kovalevsky J., Hog E., Bastian U. , Bernacca PL, Creze M., Donati F., Grenon M., Grewing M. et al. Katalog Hipparcos  (anglicky) // Astron. Astrophys. / T. Forveille - EDP Sciences , 1997. - Sv. 323.—S. 49—52. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846
  69. ↑ Majewski, Steven R. Stellar Motions . University of Virginia (2006). Získáno 22. února 2008. Archivováno z originálu 25. ledna 2012.  — Správný pohyb Vega je určen vzorcem: úhlových milisekund za rok. kde a jsou složky vlastního pohybu při rektascenci a podle toho i deklinaci, a  je deklinace.
  70. ↑ 1 2 Barrado Y Navascues D. Pohybující se skupina Castor. Věk Fomalhauta a Vega  // Astron . Astrophys. / T. Forveille - EDP Sciences , 1998. - Sv. 339.—S. 831–839. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - arXiv:astro-ph/9905243
  71. ↑ Plná rychlost je dána následujícím vzorcem: km/s.
  72. ↑ Tomkin J. Once and Future Celestial Kings  // Sky & Telescope - F+W Media , 1998. - Vol . 95, Iss. 4. - S. 59. - 90 s. — ISSN 0037-6604
  73. ↑ Inglis M. Observer's Guide to Stellar Evolution  : The Birth, Life, and Death of Stars – Springer Science+Business Media , 2003. – ISBN 1-85-233465-7
  74. ↑ U = −10,7 ± 3,5, V = −8,0 ± 2,4, W = −9,7 ± 3,0 km/s. Plná rychlost je dána následujícím vzorcem: km/s.
  75. ↑ Věda a lidstvo : Přístupné a přesné o hlavní věci světové vědy / ed. A. A. Logunov - M . : Knowledge , 1985. - S. 322. - 400 s.
  76. ↑ Harper D. A., Loewenstein R. F., Davidson J. A. O povaze materiálu obklopujícího VEGA  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 1984. - Sv. 285.—S. 808–812. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 – doi:10.1086/162559
  77. ↑ Dent W. R. F., Walker H. J., Holland W. S., Greaves J. S. Modely prachových struktur kolem  hvězd s nadbytkem Vega // Mon. Ne. R. Astron. soc. / D. Flower - OUP , 2000. - Sv. 314, Iss. 4. - S. 702-712. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 – doi:10.1046/J.1365-8711.2000.03331.X
  78. ↑ Hvězdy typu Cote J. B a A s nečekaně velkými barevnými excesy na vlnových délkách IRAS  // Astron . Astrophys. / T. Forveille - EDP Sciences , 1987. - Sv. 181.—S. 77—84. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846
  79. ↑ Absil O. , Folco E. d., Mérand A., Foresto V. C. d., Aufdenberg J. P., Kervella P. , Ridgway S. T., Berger D. H., Brummelaar T. A. t., Sturmann J. et al. Cirkumstelární materiál ve vnitřním systému Vega odhalený CHARA / FLUOR  // Astron. Astrophys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2006. - Vol. 452, Iss. 1. - S. 237-244. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361:20054522 - arXiv:astro-ph/0604260
  80. ↑ Girault-Rime, Marion. Vega's Stardust . Mezinárodní časopis CNRS (léto 2006). Získáno 21. února 2008. Archivováno z originálu 25. ledna 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. Submilimetrové snímky prašných trosek kolem blízkých hvězd  // NPG , M Skipper - Springer Science + Business Media , 1998. - Sv. 392, Iss. 6678.—S. 788–790. — ISSN 1476-4687 ; 0028-0836 - doi:10.1038/33874
  82. ↑ Zaměstnanci. Astronomové objevují možné nové sluneční soustavy ve formaci kolem blízkých hvězd Vega a Fomalhaut (nedostupný odkaz) . Joint Astronomy Center (21. dubna 1998). Získáno 21. února 2008. Archivováno z originálu 25. ledna 2012. 
  83. ↑ Gilchrist, E.; Wyatt, M.; Holland, W.; Maddock, J.; Price, DP Nové důkazy o planetární soustavě podobné Slunci kolem blízké hvězdy (nedostupný odkaz) . Královská observatoř, Edinburgh (1. prosince 2003). Získáno 21. února 2008. Archivováno z originálu 25. ledna 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. - S. 180-182. — ISSN 0004-6280 ; 1538-3873 – doi:10.1086/131516
  85. ↑ Obří, prskající planeta možná obíhá kolem hvězdy Vega Archivováno 9. března 2021 na Wayback Machine , 8. března 2021
  86. ↑ Spencer A. Hurt a kol. Dekáda monitorování radiální rychlosti Vega a nové limity přítomnosti planet Archivováno 16. února 2022 na stroji Wayback , 2. března 2021. The Astronomical Journal, svazek 161, číslo 4 ( arXiv archivováno 11. března 2021 na stroji Wayback )
  87. ↑ Ian Ridpath. Hvězdy a planety. - M .: Astrel, 2004. - S. 178. - ISBN 0-271-10012-X .
  88. ↑ Liming Wei; Yue, L.; Lang Tao, L. Čínské slavnosti. - Chinese Intercontinental Press, 2005. - ISBN 7-5085-0836-X .
  89. ↑ John Robert Kippax. Volání hvězd: Populární úvod do poznání hvězdné oblohy s jejich romantikou a legendou . — GP Putnamovi synové, 1919.
  90. ↑ E. M. Meletinský. Mytologie. - Ed. 4., přetištěno. - Velká ruská encyklopedie, 1998. - S. 492.
  91. ↑ Mary Boyce. Historie zoroastrismu. - N. Y .: EJ Brill, 1996. - Sv. 1: Rané období. — ISBN 9004088474 .
  92. ↑ Tyson, Donald; Šílený, Jamesi. Tři knihy okultní filozofie. - Llewellyn Worldwide, 1993. - ISBN 0-87-542832-0 .
  93. ↑ Heinrich Cornelius Agrippa. De Occulta Philosophia. — 1533.

Odkazy

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie
V bibliografických katalozích
 Hvězdy souhvězdí Lyry
Bayer
Flamsteed
Proměnné
planetární
systémy
jiný
Seznam hvězd v souhvězdí Lyry