Vega

Vega
Stjärna
Bild på Spitzer-teleskopet
Observationsdata ( Epoch J2000.0 )
Sorts	singel [1]
rätt uppstigning	18 h  36 m  56,34 s [2]
deklination	+38° 47′ 1,28″ [2]
Distans	7,67 ± 0,03 st
Skenbar magnitud ( V )	0,03 [5]
Konstellation	Lyra
Astrometri
Radiell hastighet ( Rv )	−20,6 ± 0,2 km/s [6]
Rätt rörelse
• höger uppstigning	201,85 ± 0,14 mas/år [3]
• deklination	285,46 ± 0,13 mas/år [3]
Parallax  (π)	128,2±0,8mas [3]
Absolut magnitud  (V)	0,582 [3]
Spektrala egenskaper
Spektralklass	A0Va [7]
Färgindex
•  B−V	0
•  U−B	0
variabilitet	möjligen δ Shield [8]
fysiska egenskaper
Vikt	2,135 ± 0,074 M☉ [4]
Radie	2,818 ± 0,013 R☉ [4]
Ålder	455 ± 13 Ma [4]
Temperatur	9550 ± 125 K [9]
Ljusstyrka	40,12 ± 0,45 L☉ [4]
metallicitet	−0,41 [9]
Rotation	v = 236 ± 4 km/s [4] v sin( i ) = 20,48 ± 0,11 km/s [4]
Del från	Sommar-hösttriangeln och Castor Moving Group of Stars [10]
Koder i kataloger SAO 67174 , 2MASS J18365633+3847012, HD 172167, HIP 91262 , HR 7001 , IRAS 18352+3844, GJ 721 , GJ 721,0 , a Lyr, ADS 11510 A , AG+38 1711 , ASCC 507896 , BD+38 3238, CCDM J18369 + 3847A , CEL 4636 , CSI + 383238 1 , CSV 101745 , EUVE J1836 + 38.7 _IRC +40322 , JP11 2999 , LSPM J1836 +3847 , LTT 15486 , N30 4138 , NLTT 46746 , NSV 11128 , PLX 4293 , PLX 4293.00 , PMC 90-93 496 , 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 1 , WEB 716 och 716
Information i databaser
SIMBAD	*alf Lyr
Information i Wikidata  ?
Mediafiler på Wikimedia Commons

Vega ( α Lyra, α Lyr ) är den ljusaste stjärnan i stjärnbilden Lyra , den femte ljusstarkaste stjärnan på natthimlen och den andra (efter Arcturus ) på norra halvklotet, den tredje ljusstarkaste stjärnan (efter Sirius och Arcturus), som kan observeras i Ryssland och nära utlandet . Vega ligger på ett avstånd av 25,3 ljusår från solen och är en av de ljusaste stjärnorna i dess närhet (på ett avstånd av upp till 10 parsecs ).

Etymologi

Namnet "Vega" (Wega [11] , senare - Vega) kommer från en ungefärlig translitteration av ordet waqi ("fallande") från frasen Arab. النسر الواقع ‎ (an-nasr al-wāqi'), som betyder "fallande örn" [12] eller "fallande gam" [13] . Stjärnbilden Lyra representerades som en gam i det gamla Egypten [14] och som en örn eller gam i det antika Indien [15] [16] . Det arabiska namnet kom in i den europeiska kulturen efter dess användning i astronomiska tabeller , som utvecklades 1215-1270 på order av Alfonso X [17] . Förmodligen hade associeringen av Vega och hela stjärnbilden med en rovfågel sin mytologiska grund i antiken, men denna myt glömdes bort och ersattes av en senare legend om draken av guden Zeus , som stal kroppen av nymfen Kampa från titanen Briareus, och för denna tjänst placerades av sin herre i himlen [18] .

Nyckelfunktioner

Vega, ibland kallad av astronomer som "förmodligen den viktigaste stjärnan efter solen", är för närvarande den mest studerade stjärnan på natthimlen [19] . Vega var den första stjärnan (efter solen) som fotograferades [20] och även den första stjärnan som fick sitt emissionsspektrum fastställt [21] . Dessutom var Vega en av de första stjärnorna till vilka avståndet bestämdes med parallaxmetoden [22] . Vegas ljusstyrka togs under lång tid som noll vid mätning av stjärnstorlekar , det vill säga det var en referenspunkt och var en av de sex stjärnorna som ligger till grund för skalan för UBV-fotometri (mätning av stjärnstrålning i olika spektralområden) [ 23] .

Vega är en relativt ung stjärna med låg metallicitet jämfört med solen, det vill säga  ett lågt överflöd av grundämnen tyngre än helium [24] . Vega är möjligen en variabel stjärna , även om detta inte har bevisats. En möjlig orsak till variabiliteten är instabilitet i det inre [25] .

Vega roterar mycket snabbt runt sin axel. Vid dess ekvator överstiger rotationshastigheten troligen 230 km/s [4] . Som jämförelse: rotationshastigheten vid solens ekvator är något mer än två kilometer per sekund (7284 km/h). Vega snurrar hundra gånger snabbare och är därför formad som en rotationsellipsoid . Temperaturen på dess fotosfär är inte enhetlig: den maximala temperaturen är vid stjärnans pol, den lägsta är vid dess ekvator . För närvarande, från jorden, observeras Vega nästan från polen, och verkar därför vara en klar blåvit stjärna.

Baserat på intensiteten av Vegas infraröda strålning , som är mycket högre än vad den teoretiskt borde vara, kom forskarna till slutsatsen att det finns en dammskiva runt Vega, som roterar runt den och värms upp av stjärnans strålning. Denna skiva bildades, troligen, som ett resultat av kollisionen av asteroid- eller kometkroppar. En liknande dammskiva i solsystemet är förknippad med Kuiperbältet [26] [27] .

Vega är prototypen för de så kallade "infraröda stjärnorna" - stjärnor som har en skiva av damm och gas som sänder ut i det infraröda spektrumet under påverkan av stjärnans energi. Dessa stjärnor kallas " Vega-liknande stjärnor " [28] .

Nyligen har asymmetrier avslöjats i Vegas skiva, vilket indikerar den möjliga närvaron av åtminstone en planet nära Vega , vars storlek kan vara ungefär jämförbar med storleken på Jupiter [29] [30] .

Studiens historia

En av grenarna av astronomi  - astrofotografi , eller fotografering av himmelska föremål genom teleskop , började utvecklas sedan 1840 , när astronomen John William Draper fotograferade månen med daguerreotypi [31] . Den första stjärnan som fotograferades var Vega. Natten mellan den 16 och 17 juli 1850 togs det första fotografiet av stjärnan vid Harvard College Observatory [20] [32] . År 1872 tog Henry Draper de första (efter solen ) fotografierna av Vegas spektrum och visade för första gången absorptionslinjerna i detta spektrum [21] .

År 1879 använde William Huggins fotografier av Vegas spektrum och tolv andra liknande stjärnor för att identifiera de "tolv starka linjerna" som är gemensamma för denna klass av stjärnor. Senare identifierades dessa linjer som vätelinjer ( Balmer-serien ) [33] .

Avståndet till Vega kan bestämmas utifrån dess parallax i förhållande till fixstjärnorna när jorden rör sig i sin bana runt solen. Vasilij Struve var den förste att fastställa Vegas parallax 1837 . Genom att använda en 9-tums refraktor på ett ekvatorialfäste och en Fraunhofer filamentmikrometer fick Struve ett värde på 0,125 bågsekunder [34] , vilket är mycket nära det moderna värdet. Men Friedrich Bessel , som bestämde avståndet till stjärnan 61 Cygni , var skeptisk till Struves fynd, vilket fick honom att överge sin ursprungliga uppskattning. Struve reviderade sin synpunkt och efter nya beräkningar fick han nästan dubbelt så mycket parallaxvärde (0,2169±0,0254″) [34] . Således accepterades de data som erhållits av Struve som felaktiga, och Bessel anses vara den första bestämningsfaktorn för avståndet till en stjärna.

Vegas parallax uppskattas för närvarande till 0,129″ [35] [36] .

Ljusstyrkan för alla stjärnor mäts på en standardlogaritmisk skala , och ju ljusare stjärnan är, desto mindre är dess magnitud . De mörkaste stjärnorna som är synliga för blotta ögat har en sjätte magnitud, medan ljusstyrkan för Sirius , den ljusaste stjärnan på natthimlen, är -1,47. Som utgångspunkt på denna skala bestämde sig astronomer till att börja med att välja Vega: dess skenbara ljusstyrka togs som " noll " [37] [38] .

Under många år räknades sålunda stjärnstorlekar från Vegas ljusstyrka. Referenspunkten har nu omdefinierats med ett antal andra stjärnor. Men för visuella observationer kan Vega fortfarande betraktas som standarden noll magnitud: när den observeras i standard V-bandet i det fotometriska UBV -systemet , det vanligaste idag, är storleken på Vega 0,03 m , vilket inte går att skilja från noll med ögat [39] . I detta fotometriska system används tre ljusfilter vid bestämning av stjärnornas ljusstyrka - ultraviolett ( eng. ultraviolet ), blå ( eng. blå ) och synlig ( eng. synlig ). De betecknas med bokstäverna U, B respektive V. Vega var en av sex A0V-stjärnor som användes vid utvecklingen av detta fotometriska system . Storleken med alla tre filtren mäts på ett sådant sätt att de för Vega och liknande vita stjärnor är lika med varandra: U = B = V [23] .    

Fotometriska mätningar av Vega på 1920-talet visade att dess ljusstyrka inte är konstant, utan varierar något. Förändringarna i stjärnans ljusstyrka var mycket små (±0,03 magnituder), och därför, på grund av den tidens alltför ofullkomliga teknologi, visste astronomerna inte på länge om Vega var en variabel eller permanent stjärna. Nyare mätningar, utförda 1981 vid Observatoriet. David Dunlap visade samma lilla förändring i stjärnans ljusstyrka som på 1930-talet. Efter ett försök att tillskriva Vega en viss klass av variabla stjärnor , föreslogs det att Vega utför oregelbundna lågamplitudpulseringar, liknande de för δ Scuti [8] .

Detta är en av kategorierna av variabla stjärnor vars ljusstyrka förändringar orsakas av deras egna pulsationer på grund av instabilitet i stjärnans inre [40] . Vegas variabilitet är dock fortfarande diskutabelt, eftersom andra astronomer inte har hittat någon förändring i Vegas ljusstyrka, även om det är en typ av stjärna där variabilitet förekommer. Därför är det mycket troligt att misslyckandet med att registrera Vegas ljusstyrkaförändring beror på utrustningsfel eller systematiska fel i mätningarna [25] [41] .

Vega är den första stjärnan som har upptäckt en dammskiva . Denna upptäckt gjordes 1983 av Infrared Space Observatory ( IRAS ) [32] [42] .

2006 upptäcktes Vegas asfäritet med hjälp av optisk interferometri med lång baslinje [43] .

Observationsvillkor

Vega är en stjärna på norra halvklotet och har för närvarande en deklination på +38°48'. Det kan ses på norra och södra halvklotet upp till 51 ° sydlig latitud, det vill säga nästan var som helst i världen förutom Antarktis och söder om Sydamerika (i synnerhet stjärnan stiger aldrig i staden Ushuaia ). Norr om 51° N. sh. Vega korsar aldrig horisonten , och av denna anledning, på de höga och polära breddgraderna på norra halvklotet, observeras den året runt. Zenitpunkten för Vega passerar ungefär på Atens latitud . På Moskvas latitud går Vega inte bortom horisonten , men på vintern, på grund av sin låga position ovanför horisonten, är dess observation endast möjlig på morgonen eller på kvällen. I södra Ryssland (söder om 51 ° nordlig latitud) är Vega gömd bakom horisonten, men faller inte djupt under den. [44]

Vega, tillsammans med Deneb och Altair , bildar den välkända asterismen " sommar-hösttriangeln ", som är synlig på norra halvklotet, vid ekvatorn och på södra halvklotet upp till 45:e breddgraden . På de mellersta nordliga breddgraderna ( 45° och högre) observeras den året runt, bäst av allt under sen vår , sommar , höst och tidig vinter (från maj till december ). Under andra halvan av vintern och tidig vår (från januari till april ) visas Altair efter midnatt, så du kan bara se asterismen i sin helhet på morgonen. På de mellersta sydliga breddgraderna är Vega, liksom hela sommar-hösttriangeln, synlig på vintern och tidigt på våren (från juni till september ).

Vega kulminerar vid astronomisk midnatt den 1 juli, då den står i opposition till solen. Det är vid denna tidpunkt som de bästa förutsättningarna skapas för att observera Vega från jorden [45] .

Allt eftersom tiden går kommer Vegas nordliga deklination att öka. När stjärnan närmar sig den nordliga himlapolen som ett resultat av jordens precession - om cirka 12 tusen år - kommer Vega att bli polarstjärnan på norra halvklotet. Vega var en sådan stjärna i 13 tusen år f.Kr. e. och kommer att vara år 14 000 e.Kr. e. Under denna period kommer Vega ungefär att peka mot norr, och synen på himlen kommer att förändras dramatiskt, och sådana sydliga konstellationer som södra korset , Centaurus , Mukha , Wolf kommer att vara synliga på Kharkovs breddgrader . För hundra tusen år sedan var den ljusaste stjärnan på himlen Canopus, och nu är det Sirius, medan Vega har varit och kommer att bli en av de ljusaste stjärnorna på himlen, och i framtiden kommer dess briljans att öka. Dessutom kommer briljansen från Altair, en annan ljus stjärna i sommar-hösttriangeln , också att öka i framtiden. [37]

Fysiska egenskaper

Vega tillhör spektraltypen A0V , det vill säga det är en vit huvudsekvensstjärna . Den huvudsakliga energikällan för en stjärna är en termonukleär reaktion av heliumfusion från väte i djupet vid hög temperatur. Eftersom massiva stjärnor förbrukar väte snabbare än små stjärnor, kommer Vegas livslängd att vara (enligt 1979 års uppskattningar) en miljard år - tio gånger mindre än solens [46] : enligt stjärnutvecklingsmodeller vid 1,75<M<2,7 ; 0,2<Y<2,7; 0,004<Z<0,001 mellan en stjärnas inträde i stjärnsekvensen och dess övergång till sidogrenen av röda jättar, 0,43-1,64⋅10 går 9 år. Men med en massa av Vega på 2,2 är Vegas ålder mindre än en miljard år.

Till skillnad från solen är den huvudsakliga energikällan på Vega inte proton-protonreaktionen , utan den så kallade CNO-cykeln för syntes av heliumatomer från väteatomer med hjälp av mellanhänder - kol , kväve och syre . Detta kräver en temperatur på 16 miljoner kelvin [47]  - högre än temperaturen i solens inre. Denna metod är mer effektiv än proton-protonreaktionen. Cykeln är mycket känslig för temperatur , värmeavlägsnande från mitten av stjärnan utförs inte genom strålning, utan genom konvektion [48] . Därför är den strålande transportzonen i Vega belägen ovanför den konvektiva zonen , medan den i solen är tvärtom [49] [50] [51] .

Energiflödet från Vega har mätts noggrant på olika sätt och används som referens. Således, vid en våglängd på 548 nm, är flödestätheten 3650 Jy med ett tillåtet fel på 2 % [52] . Vega har ett relativt platt elektromagnetiskt spektrum i det synliga området av spektrumet, 350-800 nanometer, där flödestätheten är 2000-4000 Jy [53] . I den infraröda delen av spektrumet är flödestätheten låg och lika med cirka 100 Jy vid en våglängd av 5 mikrometer [54] . Stjärnans spektrum domineras av absorptionslinjer för väte [52] . Linjerna för andra element är relativt svaga; av dessa är de starkaste linjerna av joniserat magnesium , järn och krom [55] .

Vega blev den första enda huvudsekvensstjärnan (utom solen) som fick röntgenstrålning detekterad (1979) [56] . Strålningen från Vega i röntgenområdet är obetydlig, vilket tyder på att Vega inte har någon korona alls eller är mycket svag [57] .

Star evolution

Vega bildades för 455±13 miljoner år sedan [4] . Den är betydligt äldre än Sirius , som beräknas vara 240 miljoner år gammal. Med tanke på Vegas relativt höga ljusstyrka (jämfört med solen ) föreslår forskarna att Vegas livslängd i huvudsekvensstadiet kommer att vara cirka 1 miljard år, varefter den kommer att bli en underjätte och slutligen en röd jätte . Det sista steget i Vegas evolution kommer att avskaffa dess skal och förvandlas till en vit dvärg . Vega kommer inte att kunna bli en supernova - för detta kommer hon inte att ha tillräckligt med massa, vilket bör vara minst 5 solmassor. I sin nuvarande form kommer Vega att hålla i cirka 500 miljoner år, tills det tar slut på vätebränsle . Vega är med andra ord, liksom solen , mitt i sitt liv [8] [37] .

Rotation

Enligt interferometriska data uppskattas Vegas radie till 2,73 ± 0,01 av solens radie , vilket är 60 % mer än Sirius radie . Medan enligt teoretiska beräkningar[ förtydliga ] den ska bara vara 12 % större än Sirius radie.

Det föreslogs att en sådan anomali kunde orsakas av stjärnans höga rotationshastighet runt sin axel. Vega, till skillnad från de flesta stjärnor, har inte formen av en boll , utan formen av en rotationsellipsoid , och är för närvarande synlig från jorden nästan från sidan av polen. CHARA- teleskopet bekräftade detta antagande [43] .

Vega är synlig från jorden praktiskt taget från sidan av polen  - vinkeln mellan rotationsaxeln och siktlinjen är cirka 5 grader [4] . Stjärnans rotationshastighet vid ekvatorn bestämdes i intervallet från 175±33 till 274±14 km/s . För 2010 är det 236 ± 4 km/s , eller 88 % av det första utrymmet (så att Vega skulle kollapsa av centrifugalkrafter) [4] . Stjärnans rotationsperiod runt sin axel är 17,6 ± 0,2 timmar [58] .

En sådan snabb rotation av Vega ger den en ellipsoid form: dess ekvatorialdiameter är 1/5 större än den polära. Polradien är 2,36 ± 0,01 solradier, medan den ekvatoriala är 2,82 ± 0,01 solradier [4] .

Gravitationsaccelerationen på Vega varierar också mycket med latitud , så yttemperaturerna på Vega varierar mycket. Enligt von Zeipel-satsen är ljusstyrkan hos stjärnor i polernas område högre, vilket återspeglas i temperaturskillnaden mellan polerna och ekvatorn. Nära polen är det 9695 ± 20 K, medan det nära ekvatorn är 2400 K mindre [59] .

Om vi ​​kunde se Vega från sidan av ekvatorn, skulle dess ljusstyrka tyckas oss dubbelt så svag [19] [60] .

Temperaturskillnaden kan också indikera närvaron av en konvektiv zon runt ekvatorn. [43]

Om Vega var en långsamt roterande, sfäriskt symmetrisk stjärna, skulle dess ljusstyrka motsvara 57 ljusstyrkor hos solen. Denna ljusstyrka är mycket större än ljusstyrkan hos en typisk stjärna med en sådan massa. Således gjorde upptäckten av Vegas rotation det möjligt att eliminera denna motsägelse, och Vegas totala bolometriska ljusstyrka överstiger solenergin med endast 37 gånger [43] .

Vega har länge använts som referensstjärna för kalibrering av teleskop. Att känna till hastigheten på Vegas rotation och veta vinkeln med vilken vi ser den hjälpte till att justera interferometrarna i förhållande till denna stjärna, och nu mäts stjärnans diameter exakt [61] .

Metallicitet

Begreppet " metallicitet " i beskrivningen av en stjärna betyder innehållet av element som är tyngre än helium i den, eftersom alla element som är tyngre än helium kallas metaller inom astronomi .

I fotosfären i Vega finns det få sådana element - bara 32% av samma solindikator. Som jämförelse innehåller Sirius fotosfär tre gånger fler metaller än solen. Solen innehåller många grundämnen som är tyngre än helium . Deras innehåll uppskattas till 0,0172 ± 0,002 av den totala massan [62] (dvs. Solen består av tunga grundämnen med cirka 1,72 procent). Vega, å andra sidan, består av tunga grundämnen med endast 0,54 %.

Vegas ovanligt låga metallicitet gör att den kan klassificeras som en stjärna av Boötes λ-typ [63] [64] .

Orsaken till en så låg metallicitet hos Vega (och andra liknande stjärnor av spektraltyp A0-F0) är fortfarande oklar.

Kanske beror detta på förlusten av stjärnans massa. En sådan process börjar dock först i slutet av en stjärnas liv, när den tar slut på vätebränsle. En annan möjlig orsak kan vara bildandet av Vega från ett gas- och dammmoln med en ovanligt låg halt av metaller [65] .

Det observerade förhållandet mellan helium och väte i Vega är cirka 40 % mindre än för solen. Detta kan orsakas av att heliumkonvektionszonen nära ytan försvinner. Energi från det inre av en stjärna överförs istället för konvektion med hjälp av elektromagnetisk strålning, vilket kan vara orsaken till anomalier. En annan orsak till sådana anomalier kan vara diffusion [66] .

Rörelse i rymden

Vegas radiella hastighet är komponenten i stjärnans rörelse längs observatörens siktlinje.

För stjärnor och galaxer är en av de viktigaste egenskaperna förskjutningen av linjer i deras spektrum . Om linjerna förskjuts till den röda sidan av spektrat ( rödförskjutning ), så rör sig denna stjärna eller galax bort från observatören, och ju större förskjutningen är, desto större blir borttagningshastigheten. För stjärnor är denna förändring liten, men det finns inget annat sätt att bestämma hastigheten på deras rörelse i förhållande till jorden. Exakta mätningar av Vegas rödförskjutning gav ett resultat på −13,9 ± 0,9 km/s. [67] Minustecknet indikerar stjärnans rörelse mot jorden.

På grund av stjärnornas korrekta rörelse rör sig Vega gradvis mot bakgrunden av andra stjärnor så långt från jorden att de verkar vara stationära - deras egen rörelse är så liten att den försummas.

Noggranna mätningar av stjärnans position gjorde det möjligt att mäta Vegas egen rörelse. Vegas egenrörelse per år är 202,03 ± 0,63 millisekunders båge i höger uppstigning och 287,47 ± 0,54 millisekunder båge i deklination [68] .

Den totala egenrörelsen för Vega är 327,78 millibågsekunder per år. Under 11 tusen år rör sig Vega ungefär en grad över himmelssfären [69] .

I förhållande till grannstjärnorna är hastigheten för Vega följande: längs koordinaten U = −16,1 ± 0,3 km/s, längs koordinaten V = −6,3 ± 0,8 km/s, och längs koordinaten W = −7,7 ± 0 ,3 km/s [70] . Den totala hastigheten för Vega är 19 kilometer per sekund [71] , vilket ungefär motsvarar solens hastighet i förhållande till angränsande stjärnor.

Även om Vega för närvarande bara är den femte ljusaste stjärnan på himlen, kommer dess ljusstyrka med tiden att sakta öka på grund av dess närmande till solsystemet. Om cirka 210 000 år kommer Vega att bli den ljusaste stjärnan på himlen. Om ytterligare 70 tusen år kommer dess ljusstyrka att nå maximalt −0,81 m , och Vega kommer att vara den ljusaste stjärnan i 270 tusen år [72] .

Genom att utforska andra stjärnor som liknar Vega i ålder och egenskaper, samt att flytta på liknande sätt som Vega, rankade astronomer Vega som en del av den så kallade Castor - gruppen . Denna lilla grupp innehåller cirka 16 stjärnor som mycket liknar Vega. Den innehåller följande objekt: α Libra , α Cephei , Castor, Fomalhaut och Vega. Alla dessa stjärnor i rymden rör sig nästan parallellt med varandra och med samma hastighet. En gång bildades alla dessa stjärnor på samma plats och samtidigt, men sedan blev de gravitationsmässigt oberoende, men som i fallet med Sirius har astronomer funnit bevis på att denna grupp existerade i det förflutna [73] .

Enligt forskare bildades gruppen för cirka 100-300 miljoner år sedan, och stjärnorna i denna grupp rör sig med ungefär samma hastighet - cirka 16,5 kilometer per sekund [70] [74] .

Planetsystemet

Överskott av infraröd strålning

En av de första stora framgångarna i arbetet med Infrared Astronomical Observatory ( IRAS ) var registreringen av ett betydande överskott av det infraröda strålningsflödet från Vega jämfört med förväntat. Ökad strålningsintensitet detekterades vid våglängder på 25, 60 och 100 mikrometer , och dessa vågor härrörde från rymden med en vinkelradie på tio bågsekunder, motsvarande en strålningskälla med en diameter på 80 AU. e. Det föreslogs att strålningskällan är små partiklar som roterar runt Vega, med en diameter på minst en millimeter och en temperatur på cirka 85 K [75] . Partiklar med mindre diameter kommer att blåsas ut ur systemet av lätt tryck eller falla på stjärnan som ett resultat av Poynting-Robertson-effekten [76] . Denna effekt beror på det faktum att de termiska fotonerna som återutsänds av dammpartiklar är anisotropa i en referensram som är fixerad i förhållande till stjärnan, och därför dominerar återemissionen i riktningen för dammkornens rörelse. Som ett resultat förlorar ett dammkorn sitt vinkelmoment och faller i en spiral på stjärnan, och när det kommer tillräckligt nära den förångas det. Denna effekt är desto mer betydande, ju närmare dammkornet är stjärnan [32] .

Senare mätningar av det elektromagnetiska flödet på 193 mikrometer från Vega visade att det var svagare än väntat. Detta innebar att dammpartiklarnas storlek var 100 mikrometer eller mindre. Modellen byggd på basis av dessa observationer antog att vi observerar en stoftskiva med en radie på 120 AU som omger stjärnan. d.v.s nästan ovanifrån, som vi tittar på Vega nästan från polen. Dessutom finns i mitten av denna skiva ett hål med en radie på nästan 80 astronomiska enheter. Vega [77] ligger i mitten av detta hål .

Efter upptäckten av den anomala strålningen från Vega upptäcktes andra liknande stjärnor. År 2002 registrerades omkring 400 "Vega-liknande" stjärnor [28] , inklusive Denebola , Beta Pictorial , Fomalhaut , Epsilon Eridani , med flera. [78] Det har föreslagits att dessa stjärnor kan bli nyckeln till att reda ut ursprunget till solsystemet [ 28] .

Dust Disk

År 2005 tog rymdteleskopet Spitzer bilder av Vega, liksom dammet som omger stjärnan, i det infraröda spektrumet, eftersom dammet fritt överför infraröd strålning. Man såg att olika delar av dammskivan är strålningskällor med olika våglängder. Vid en våglängd på 24 mikrometer har skivan en storlek på 43 bågsekunder, vilket motsvarar ett avstånd från Vega på 330 AU. t.ex. vid 70 mikrometer - 70 bågsekunder (543 AU) och vid 160 mikrometer - 105 bågsekunder (815 AU). Dessa delar, breda och långt ifrån stjärnan, bestod av små partiklar i storlek från 1 till 50 mikrometer i diameter. Avståndet mellan dammets inre gräns från stjärnan uppskattas till 71-102 AU. e. eller 11 ± 2 bågsekunder. En sådan tydlig skivgräns uppstod eftersom Vega stöter bort dammpartiklar med sin strålning, samtidigt som den håller fast dammskivan på grund av attraktion, vilket gör att den är relativt stabil [26] .

Den totala skivdammmassan är 0,003 jordmassor, vilket motsvarar ett föremål med en radie på cirka 1000 km. Det antas att förstörelsen och omvandlingen till damm av en kropp med en sådan massa som ett resultat av en kollision är osannolik. Mer sannolikt är dess bildande i kollisionen av föremål med mindre massa, vilket startade en fragmenteringskaskad, som kolliderade med andra liknande föremål [26] .

Tiden för existens utan påfyllning av nytt material av sådana dammstrukturer är inte mer än 10 miljoner år. Om inga nya kollisioner inträffar upphör de gradvis att existera [26] .

Observationer av det infraröda teleskopet CHARA ( Mount Wilson Observatory ) 2006 bekräftade närvaron av en andra dammskiva runt Vega vid cirka 8 AU. e. från stjärnan (ca 1 miljard km). Detta stoft liknar solarasteroidbältet , eller är resultatet av intensiva kollisioner mellan kometer eller meteoriter, men kan också vara en planet som bildar sig [79] . Det är möjligt att dammet från denna skiva är ansvarig för den förmodade variationen hos Vega [80] .

Möjligt planetsystem

Observationer som gjordes med James Clark Maxwell-teleskopet 1997 avslöjade den så kallade "avlånga ljusa centrala regionen" runt Vega, som var belägen på ett avstånd av 9 bågsekunder (70 AU) från Vega mot nordost. Det antogs att dessa antingen var diskstörningar av en hypotetisk exoplanet , eller så var något himmelskt föremål i omloppsbana runt Vega, helt omgivet av damm. Men bilder erhållna från Keck-teleskopet på Hawaii ledde forskare till slutsatsen att vi talar om ett mycket stort moln av damm och gas som finns runt Vega, och att detta uppenbarligen är en protoplanetär skiva, och massan av objektet som bildas av den - 12 Jupitermassor , vilket motsvarar en ljusbrun dvärg eller subbrun dvärg . Astronomer från University of California, Los Angeles (UCLA) [81] [82] kom också till slutsatsen att Vega-planeterna håller på att bildas .

2003 lades ett annat liknande förslag fram för närvaron av en planet (möjligen flera planeter) runt Vega med massan av Neptunus , som migrerade från ett avstånd av 40 AU. från en stjärna till 65 AU för cirka 50 miljoner år sedan [30] . Med hjälp av Subaru -teleskopets koronograf på Hawaii 2005 kunde astronomer begränsa den övre gränsen för Vega-planeternas massa till 5-10 Jupitermassor. Dessutom har astronomer föreslagit att utöver dessa hypotetiska jätteplaneter, kan även jordiska planeter existera i Vega- systemet . Det är mycket troligt att lutningsvinkeln för Vega-planeternas banor sannolikt är nära relaterad till stjärnans ekvatorialplan [83] [84] .

Efter tio års observationer av Vega med hjälp av metoden med radiell hastighet, har astronomer föreslagit att den kan ha en satellit Vega b med en minimimassa på minst 20 jordmassor. Planeten gör ett varv runt Vega på 2,43 dagar, medan Vega själv roterar runt sin axel på 16 timmar. Temperaturer på planetens yta kan nå 3000 °C (5390 grader Fahrenheit [85] ) [86] .

Stjärnans omedelbara miljö

Följande stjärnsystem är inom 10 ljusår från Vega:

Ur synvinkeln av en observatör som observerar från någon av de hypotetiska planeterna i Vega, kommer solen att befinna sig i stjärnbilden Duvan och ha en skenbar magnitud på 4,3 m . Med blotta ögat kunde en stjärna med sådan briljans på en hypotetisk planet ses på en klar, bra stjärnklar natt, och detta kräver ingen exceptionell vaksamhet [37] .

Vega i myterna om världens folk

Eftersom Vega är en av de ljusaste stjärnorna på himlavalvet, har Vega länge tilldragit sig uppmärksamhet från forntida folk, som försett det med mytologiska egenskaper. Assyrierna kallade också Vega för "Dayan Seim", som på ryska betyder "himlens domare". Akkaderna gav stjärnan namnet "Tir-anna", eller "himlens liv". Den babyloniska Dilgan ("ljusets budbärare") kan förknippas med Vega [45] . De gamla grekerna ansåg att romben av fyra stjärnor bredvid Vega var en lyra , skapad av Hermes och därefter överförd av Apollo till musikern Orfeus ; detta namn på stjärnbilden är vanligt idag [87] .

Kinesisk mytologi beskriver kärlekshistorien om Qi Xi ( kinesiska 七夕, pinyin qī xī ) , där Niu-lan (stjärnan Altair ), herden och hans två barn (β och γ Orla ) för alltid är separerade från sin mor, en himmelsk vävaren Zhi-nuy (Vegoi), som ligger på andra sidan floden  - Vintergatan [88] . Den japanska Tanabata- festivalen är också baserad på denna legend [89] . Forntida Ingush- myter förklarar ursprunget till Vega, Deneb och Altair, som utgör en triangel på himlen, med legenden om dottern till guden av åsk och blixt Sel, en flicka av extraordinär skönhet som gifte sig med en himmelsk. Enligt denna legend förberedde hon ett trekantigt bröd av degen och lade det i askan och kolen för att baka det. Medan hon gick efter halm brann två hörn av brödet ner, bara ett överlevde. Och nu är tre stjärnor synliga på himlen, varav en (Vega) är mycket ljusare än de andra två [90] . I zoroastrianism förknippas Vega ibland med Vanant , en liten gudom vars namn betyder "erövrare" [91] .

I det romerska riket ansågs ögonblicket när Vega korsade horisonten före soluppgången som början på hösten [11] .

Medeltida astrologer ansåg Vega vara en av de 15 utvalda stjärnorna, vars inflytande på mänskligheten var störst [92] . Heinrich Cornelius Agrippa använde en kabbalistisk symbol med signaturen lat.  Vultur cadens , en bokstavlig översättning av det arabiska namnet [93] . Stjärnan personifierades av krysolitstenen och den välsmakande växten . Förutom namnet "Vega" kallade olika astrologer från medeltiden denna stjärna för "Vagni", "Vagniekh" och "Century" [45] .

Dessutom nämns Vega upprepade gånger i verk av science fiction- litteratur. I synnerhet skickades den 34:e stjärnexpeditionen av rymdskeppet "Sail" i romanen av Ivan Efremov "The Andromeda Nebula" till Vega , som upptäckte endast 4 livlösa planeter.

Se även

• Lista över ljusaste stjärnor

Anteckningar

1. ↑ Freire R., Czarny J., Felenbok P., Praderie F. Högupplösta profiler i stjärnor av A-typ. II - VEGA CA II H - och K - linjer observerade vid Meudon Solar Tower  // Astron . Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 1978. - Vol. 68.—S. 89–95. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846
2. ↑ 1 2 Leeuwen F. v. Validering av den nya Hipparcos-reduktionen  // Astron . Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 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. Astrometriska studier av Aldebaran, Arcturus, Vega, Hyaderna och andra regioner  // 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 - IOP Publishing , 2009. - Vol. 708, Iss. 1. - S. 71-79. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1088/0004-637X/708/1/71
5. ↑ Ducati J. R. Catalog of Stellar Photometry i Johnsons 11-färgssystem  (engelska) - 2002. - Vol. 2237.
6. ↑ Gontcharov G. A. Pulkovo Sammanställning av radiella hastigheter för 35 495 Hipparcos-stjärnor i ett gemensamt system  (engelska) // 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  (engelska) // 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. On the variability of 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. Normala A0−A1-stjärnor med låga rotationshastigheter. I. Bestämning av överflöd och klassificering  (engelska) // Astron. Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2014. - Vol. 562.—S. 84–84. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201322762 - arXiv:1401.2372
10. ↑ SIMBAD Astronomical Database
11. ↑ 1 2 Allen R. H. Stjärnnamn och deras betydelser  (Eng.) - NYC : G.E. Stechert , 1899. - P. 284-285.
12. ↑ Cyril Glasse. Astronomi // The New Encyclopedia of Islam. - Rowman Altamira, 2001. - ISBN 0-75-910190-6 .
13. ↑ Harper, Douglas. Vega . Online Etymology Dictionary (november 2001). Hämtad 21 februari 2008. Arkiverad från originalet 25 januari 2012. (obestämd)
14. ↑ Gerald Massey. Det antika Egypten: världens ljus. - Adamant Media Corporation, 2001. - ISBN 1-4021-7442-X .
15. ↑ William Tyler Olcott. Star Lore of All Ages: En samling myter, legender och fakta om konstellationerna på det norra halvklotet . - G.P. Putnams söner, 1911.
16. ↑ Deborah Houding. Lyra: Lyran . Skyscript (december 2005). Hämtad 21 februari 2008. Arkiverad från originalet 25 januari 2012. (obestämd)
17. ↑ Houtsma, M. Th.; Wensinck, AJ; Gibb, HAR; Heffening, W.; Levi-provensalska. EJ Brill's First Encyclopaedia of Islam, 1913-1936. - EJ Brill, 1987. - Vol. VII. — S. 292.
18. ↑ Lyra . De är upp och ner över oss: stjärnbildernas mytologi. Hämtad 21 juli 2017. Arkiverad från originalet 15 februari 2012. (obestämd)
19. ↑ 1 2 Gulliver A. F., Hill G., Adelman S. J. Vega: A rapidly rotating pole-on star  // The Astrophysical Journal Letters - IOP Publishing , 1994. - Vol. 429.—S. 81–84. — ISSN 2041-8205 ; 2041-8213 - doi:10.1086/187418
20. ↑ 1 2 Holden E. S., Campbell W. W. fotografier av Venus, Merkurius och Alpha Lyrae i dagsljus  (engelska) // Publikationer av Astronomical Society of the Pacific - University of Chicago Press , 1890. - Vol. 2. - S. 249-250. — ISSN 0004-6280 ; 1538-3873 - doi:10.1086/120156
21. ↑ 1 2 Barker G. F. On the Henry Draper Memorial Photographs of Stellar Spectra  // Proceedings of the American Philosophical Society - Philadelphia : American Philosophical Society , 1887. - Vol. 24, Iss. 125. - S. 166-172. — ISSN 0003-049X ; 2326-9243
22. ↑ Berry A. A Short History of Astronomy  (brittisk engelska) - London : John Murray , 1898. - s. 362.
23. ↑ 1 2 Johnson H. L., Morgan W. W. Fundamental stjärnfotometri för standarder av spektraltyp på det reviderade systemet av Yerkes spektralatlas  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 1953. - Vol. 117. - S. 313-352. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1086/145697
24. ↑ Kinman T., Castelli F. Bestämningen av T eff för metallfattiga stjärnor av A-typ med hjälp av V och 2MASS J, H och K magnituder  // Astron . Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2002. - Vol. 391, Iss. 3. - P. 1039-1052. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361:20020806
25. ↑ 1 2 Vasil'Yev IA, Merezhin VP, Nalimov VN, Novosyolov VA On the variability of Vega  (engelska) // Information Bulletin on Variable Stars - Konkoly Observatory , 1989. - Iss. 3308. - S. 1-2. — ISSN 0374-0676 ; 1587-2440 ; 1587-6578
26. ↑ 1 2 3 4 Su K. Y. L. , Rieke G. H. , Misselt K. A. , Stansberry J. A., A. Moro-Martin, Stapelfeldt K. R., Werner M. W., Trilling D. E., Wyatt M. C., Holland W. S. et al. The Vega Debris Disk: A Surprise from Spitzer  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 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. Kör runt Vega . Astronet . Astronet (7 april 2005). Hämtad 26 april 2009. Arkiverad från originalet 12 januari 2011. (obestämd)
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 - IOP Publishing , 2002. - Vol. 569, Iss. 2. - S. 115-119. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1086/340691 - arXiv:astro-ph/0203264
30. ↑ 1 2 Wyatt M. C. Resonansfångning av planetesimaler genom planetmigrering: Skräpskivklumpar och Vegas likhet med solsystemet  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 2003. - Vol. 598, Iss. 2. - P. 1321-1340. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1086/379064 - arXiv:astro-ph/0308253
31. ↑ Kulikovsky P. G. Referensbok för amatörastronomi / ed. V. G. Surdin - 6 - M . : Editorial URSS , 2009. - S. 31. - ISBN 978-5-397-00097-0
32. ↑ 1 2 3 A. I. Dyachenko. Vegas planetsystem . Astronet . Astronet . Hämtad 18 april 2009. Arkiverad från originalet 17 december 2011. (obestämd)
33. ↑ Hentschel P. D. K. Mapping the Spectrum  : Techniques of Visual Representation in Research and Teaching - 2002. - ISBN 0-19-850953-7 - doi:10.1093/ACPROF:OSO/9780198509500.011
34. ↑ 1 2 Fernie J. D. The Historical Search for Stellar Parallax  // J. Roy. Astron. soc. Burk. - RASC , 1975. - Vol. 69. - S. 222-239. — ISSN 0035-872X
35. ↑ Mapping the Sky  (engelska) : Tidigare arv och framtida riktningar / S. Débarbat , J. A. Eddy - Springer Science + Business Media , 1988. - ISBN 90-277-2810-0
36. ↑ Anonym. De första parallaxmätningarna . Astroprof (28 juni 2007). Hämtad 21 februari 2008. Arkiverad från originalet 25 januari 2012. (obestämd)
37. ↑ 1 2 3 4 5 Siegel F. Yu. Stjärnhimlens skattkammare - M .: Nauka , 1987.
38. ↑ Garfinkle R. A. Star-Hopping  : Ditt visum till att se universum - Cambridge University Press , 1997. - ISBN 0-52-159889-3
39. ↑ Cochran A. L. Spektrofotometri med en självskannad kiselfotodioduppsättning. II - Sekundära standardstjärnor  (engelska) // The Astrophysical Journal : Supplement Series - American Astronomical Society , 1981. - Vol. 45.—S. 83–96. — ISSN 0067-0049 ; 1538-4365 - doi:10.1086/190708
40. ↑ Gautschy A., Saio H. Stellar Pulsations Across the HR Diagram: Del 1  // Annu . Varv. Astron. Astrofys. / S. Faber , E. v. Dishoeck , R. Kennicutt , L. Goldberg , G. Burbidge , R. Blandford - Annual Reviews , 1995. - Vol. 33, Iss. 1. - S. 75-113. — ISSN 0066-4146 ; 1545-4282 - doi:10.1146/ANNUREV.AA.33.090195.000451
41. ↑ Hayes DS Stellar absoluta flöden och energifördelningar från 0,32 till 4,0 mikron  (eng.) - Como : 1985. - Vol. 111. - S. 225-252.
42. ↑ Harvey P. M., Wilking B. A., Joy M. On the far-infrared exccess 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. Första resultaten från CHARA Array. VII. Interferometriska mätningar av Vega med lång baslinje i överensstämmelse med en på stolpen, snabbt roterande stjärna  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 2006. - Vol. 645, Iss. 1. - P. 664-675. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1086/504149 - arXiv:astro-ph/0603327
44. ↑ Uppslagsverk för barn. Astronomi. — M .: Avanta, 2007.
45. ↑ 1 2 3 Robert Burnham J. Burnhams 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. Stellar evolution from the zero-age main sequence  // The Astrophysical Journal : Supplement Series - American Astronomical Society , 1979. - Vol. 40. - P. 733. - ISSN 0067-0049 ; 1538-4365 - doi:10.1086/190603
47. ↑ Konkurrens mellan PP-kedjan och CNO-cykeln . Avd. Fysik och astronomi University of Tennessee. Arkiverad från originalet den 25 januari 2012. (obestämd)
48. ↑ Astronomi: XXI århundradet / Ed.-komp. V. G. Surdin . - 2:a uppl. - Fryazino: Century 2, 2008. - S. 134-135. — ISBN 978-5-85099-181-4 .
49. ↑ Browning M. K., Brun A. S. , Toomre J. Simulations of Core Convection in Rotating A-Type Stars: Differential Rotation and Overshooting  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 2004. - Vol. 601, Iss. 1. - P. 512-529. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1086/380198 - arXiv:astro-ph/0310003
50. ↑ Thanu Padmanabhan. Teoretisk astrofysik. - Cambridge University Press , 2002. - ISBN 0521562414 .
51. ↑ Cheng, Kwong-Sang; Chau, Hoi Fung; Lee, Kai Ming. Kapitel 14: Birth of Stars (inte tillgänglig länk) . Universums natur . Hong Kong Space Museum (2007). Hämtad 21 februari 2008. Arkiverad från originalet 25 januari 2012. (obestämd) 
52. ↑ 1 2 Oke J. B., Schild R. E. The Absolute Spectral Energy Distribution of Alpha Lyrae  // Astrophys . J./E . Vishniac - IOP Publishing , 1970. - Vol. 161. - P. 1015-1023. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1086/150603
53. ↑ Walsh, J. Alpha Lyrae (HR7001) (länk ej tillgänglig) . Optiska och UV-spektrofotometriska standardstjärnor . ESO (6 mars 2002). Arkiverad från originalet den 4 juli 1998. (obestämd) 
54. ↑ McMahon, Richard G. Anteckningar om Vega och magnituder (Text). University of Cambridge (23 november 2005). Hämtad 21 februari 2008. Arkiverad från originalet 25 januari 2012. (obestämd)
55. ↑ Michelson E. De nära ultravioletta stjärnspektra av α Lyrae och β  Orionis // Mån. Inte. R. Astron. soc. / D. Flower - OUP , 1981. - Vol. 197, Iss. 1. - S. 57-74. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1093/MNRAS/197.1.57
56. ↑ Ponyatov, 2021 , sid. 48.
57. ↑ Schmitt, JHMM Coronae on solar-like stars  // Astronomy and Astrophysics  . - EDP Sciences , 1999. - Vol. 318 . - S. 215-230 .
58. ↑ Petit P. , Lignières F., Wade G. A., Aurière M., Böhm T., Bagnulo S., Dintrans B., Fumel A., Grunhut J., Lanoux J. et al. Den snabba rotationen och den komplexa magnetfältsgeometrin hos Vega  // Astron . Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2010. - Vol. 523.—S. 41–41. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201015307 - arXiv:1006.5868
59. ↑ Peterson D. M., Hummel C. A., Pauls T. A., Armstrong J. T., Benson J. A., Gilbreath G. C., Hindsley R. B., Hutter D. J., Johnston K. J., Mozurkewich D. et al. Vega är en snabbt roterande stjärna  (engelska) // Nature / M. Skipper - NPG , Springer Science + Business Media , 2006. - Vol. 440, Iss. 7086.—S. 896–899. — ISSN 1476-4687 ; 0028-0836 - doi:10.1038/NATURE04661 - PMID:16612375 - arXiv:astro-ph/0603520
60. ↑ Projektionen av en stjärna från sidan av polerna är en cirkel, från sidan av ekvatorn - en ellips. Tvärsnittet av ellipsen är bara cirka 81% av tvärsnittet vid polerna, så ekvatorialområdet får mindre energi. Eventuell ytterligare ljusstyrka förklaras av temperaturfördelningen. Enligt Stefan-Boltzmann-lagen kommer energiflödet från Vegas ekvator att vara cirka 33 % mer än från polen:
61. ↑ Quirrenbach A. Astronomi. Att se stjärnornas ytor  (engelska) // 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. Bestämning av solöverflöd med hjälp av helioseismologi  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 2006. - Vol. 644, Iss. 2. - P. 1292-1298. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1086/503707 - arXiv:astro-ph/0603001
63. ↑ Renson P., Faraggiana R., Boehm C. Katalog över lambda Bootis-kandidater  // Bulletin d'Information du Centre de Donnees Stellaires - 1990. - Vol. 38. - S. 144.
64. ↑ Qiu H. M., Zhao G., Chen Y. Q., Li Z. W. The Abundance Patterns of Sirius and Vega  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 2001. - Vol. 548, Iss. 2. - P. 953-965. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1086/319000
65. ↑ Martinez P., Koen C., Handler G., Paunzen E. Den pulserande Bootis-stjärnan HD  105759 // Mån . Inte. R. Astron. soc. / D. Flower - OUP , 1998. - Vol. 301, Iss. 4. - P. 1099-1103. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1046/J.1365-8711.1998.02070.X
66. ↑ Adelman S. J., Gulliver A. F. En elementär överflödsanalys av den ytligt normala A-stjärnan VEGA  // Astrophys . J./E . Vishniac - IOP Publishing , 1990. - Vol. 348.—S. 712–717. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1086/168279
67. ↑ Evans DS Revideringen av den allmänna katalogen över radiella hastigheter  // Proceedings of the International Astronomical Union - Cambridge University Press , 1967. - Vol. 30.—S. 57–62. — ISSN 1743-9221 ; 1743-9213
68. ↑ Perryman MAC, Lindegren L., Kovalevsky J., Hog E., Bastian U. , Bernacca PL, Creze M., Donati F., Grenon M., Grewing M. et al. Hipparcos-katalogen  (engelska) // Astron. Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 1997. - Vol. 323.—S. 49–52. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846
69. ↑ Majewski, Steven R. Stjärnrörelser . University of Virginia (2006). Hämtad 22 februari 2008. Arkiverad från originalet 25 januari 2012.  (obestämd)  — Vegas egenrörelse bestäms av formeln: millisekunder av båge per år. var och är komponenterna i egen rörelse i rätt uppstigning och följaktligen deklination, och  är deklinationen.
70. ↑ 1 2 Barrado Y Navascues D. Castor-gruppen. Fomalhauts och Vegas ålder  // Astron . Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 1998. - Vol. 339.—S. 831–839. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - arXiv:astro-ph/9905243
71. ↑ Full fart ges av följande formel: km/s.
72. ↑ Tomkin J. Once and Future Celestial Kings  // Sky & Telescope - F+W Media , 1998. - Vol . 95, Iss. 4. - S. 59. - 90 sid. — 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. Full fart ges av följande formel: km/s.
75. ↑ Vetenskap och mänsklighet : Tillgänglig och korrekt om det viktigaste inom världsvetenskapen / red. A. A. Logunov - M . : Knowledge , 1985. - S. 322. - 400 sid.
76. ↑ Harper D. A., Loewenstein R. F., Davidson J. A. Om naturen hos materialet som omger VEGA  // Astrophys . J./E . Vishniac - IOP Publishing , 1984. - Vol. 285.—S. 808–812. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1086/162559
77. ↑ Dent W. R. F., Walker H. J., Holland W. S., Greaves J. S. Modeller av stoftstrukturerna runt Vega-överskottsstjärnor  // mån . Inte. R. Astron. soc. / D. Flower - OUP , 2000. - Vol. 314, Iss. 4. - P. 702-712. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1046/J.1365-8711.2000.03331.X
78. ↑ Stjärnor av typen Cote J. B och A med oväntat stora färgöverskott vid IRAS-våglängder  // Astron . Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 1987. - Vol. 181.—S. 77–84. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846
79. ↑ Absil O. , Folco E. d., Mérand A., Foresto V. C. d., Aufdenberg J. P., Kervella P. , Ridgway S. T., Berger D. H., Brummelaar T. A. t., Sturmann J. et al. Circumstellärt material i Vegas inre system avslöjat av CHARA / FLUOR  // Astron. Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 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. Vega's Stardust . CNRS International Magazine (sommaren 2006). Hämtad 21 februari 2008. Arkiverad från originalet 25 januari 2012. (obestämd)
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. Submillimeterbilder av dammigt skräp runt närliggande stjärnor  // Nature / M , Skipper - NPG Springer Science + Business Media , 1998. - Vol. 392, Iss. 6678.—S. 788–790. — ISSN 1476-4687 ; 0028-0836 - doi:10.1038/33874
82. ↑ Personal. Astronomer upptäcker möjliga nya solsystem som bildas runt de närliggande stjärnorna Vega och Fomalhaut (ej tillgänglig länk) . Joint Astronomy Center (21 april 1998). Hämtad 21 februari 2008. Arkiverad från originalet 25 januari 2012. (obestämd) 
83. ↑ Gilchrist, E.; Wyatt, M.; Holland, W.; Maddock, J.; Pris, DP Nya bevis för solliknande planetsystem runt närliggande stjärna (inte tillgänglig länk) . Royal Observatory, Edinburgh (1 december 2003). Hämtad 21 februari 2008. Arkiverad från originalet 25 januari 2012. (obestämd) 
84. ↑ Campbell B., Garrison R. F. Om lutningen av extra-solar planetariska banor  // Publikationer av Astronomical Society of the Pacific - University of Chicago Press , 1985. - Vol . 97. - S. 180-182. — ISSN 0004-6280 ; 1538-3873 - doi:10.1086/131516
85. ↑ En gigantisk, fräsande planet kan kretsa runt stjärnan Vega Arkiverad 9 mars 2021 på Wayback Machine 8 mars 2021
86. ↑ Spencer A. Hurt et al. Ett decennium av radiell hastighetsövervakning av Vega och nya gränser för förekomsten av planeter arkiverad 16 februari 2022 på Wayback Machine , 2021 2 mars. The Astronomical Journal, Volym 161, nummer 4 ( arXiv Arkiverad 11 mars 2021 vid Wayback-maskinen )
87. ↑ Ian Ridpath. Stjärnor och planeter. - M .: Astrel, 2004. - S. 178. - ISBN 0-271-10012-X .
88. ↑ Kalkning Wei; Yue, L.; Lang Tao, L. Kinesiska festivaler. - Chinese Intercontinental Press, 2005. - ISBN 7-5085-0836-X .
89. ↑ John Robert Kippax. The Call of the Stars: A Popular Introduction to a Knowledge of the Starry Skies med deras romantik och legend . — GP Putnams söner, 1919.
90. ↑ E. M. Meletinsky. Mytologi. - Ed. 4:a, omtryckt. - Great Russian Encyclopedia, 1998. - S. 492.
91. ↑ Mary Boyce. En historia om zoroastrianism. - N. Y .: EJ Brill, 1996. - Vol. 1: Den tidiga perioden. — ISBN 9004088474 .
92. ↑ Tyson, Donald; Freak, James. Tre böcker om ockult filosofi. - Llewellyn Worldwide, 1993. - ISBN 0-87-542832-0 .
93. ↑ Heinrich Cornelius Agrippa. De Occulta Philosophia. — 1533.

Länkar

• Ponyatov, Alexey. Referens. Den himmelska lyrans huvudsträng // Vetenskap och liv . - 2021. - Nr 10 . - S. 42-53 .
• Popov S. B. Vega snurrar som en topp . Astronet . Astronet (22 mars 2006). Hämtad 29 april 2009. (obestämd)
• Gay Yee Hill; Dolores Beasley. Spitzer ser dammiga efterverkningar av kollision i Plutostorlek  (engelska)  (inte tillgänglig länk) . Spitzer rymdteleskop . NASA (10 januari 2005). Arkiverad från originalet den 11 januari 2005.
• Astrofysisk kemi Videoföreläsningar av Harry  Kroto . Vega Science Trust. Arkiverad från originalet den 25 januari 2012.

Ordböcker och uppslagsverk	Stor katalanska Stor norsk Stor ryss Brockhaus och Efron Litet Brockhaus och Efron Encyklopediskt lexikon Britannica (online)
I bibliografiska kataloger	GND : 4280456-5