Уикипедия

Вега

Вижте пояснителната страница за други значения на Вега.

Вега (α Lyrae, Алфа от Лира) е най-ярката звезда в съзвездието Лира. Тя е петата най-ярка звезда в небето и е категоризирана с нулева звездна величина. Заедно със звездите Денеб (съзвездие Лебед) и Алтаир (съзвездие Орел) образува така наречения Летен триъгълник. Вега е около 40 пъти по-ярка звезда от Слънцето. Тя е класическа бяла звезда от главна последователност и подобно на Слънцето превръща водородното си гориво в хелий. Повърхностната ѝ температура е около 9600 К. Нейният цвят и яркост я правят еталон, по който се сравняват звездите с подобна величина. Тъй като е 2,5 пъти по-масивна от Слънцето, тя изгаря своето гориво много по-бързо и ще приключи живота си за по-малко от милиард години, което е около 10 % от живота на Слънцето. Вега е една от първите открити звезди със силно инфрачервено излъчващо хало от нагорещен газ. Нейната ос на въртене е насочена към Земята и се вижда, че от въртенето на звездата този облак от газ е образувал диск, който можем да видим, тъй като е с лице към нас. Възможно е този диск да е подобен на Пояса на Кайпер, заобикалящ Слънцето.[1] Останалите звезди, подобни на Вега (Денебола, Мерак и др.), имат подобни дискове и астрономите считат, че в тях може би има планетни системи, въпреки че не са засечени такива. Дори и да бъдат открити, в тях живот едва ли би съществувал, заради краткото съществуване на тези горещи звезди.

Вега
Звезда
Местоположение на Вега в Лира.
Общи данни
Ректасцензия18h 36m 56,33635s
Деклинация+38° 47′ 01,2802″
Разстояние25,04 ± 0,07 ly
Видима зв. величина (V)+0,026
СъзвездиеЛира
Астрометрия
Радиална скорост (Rv)−13,9 ± 0,9 km/s
Видимо движение на звездите (μ)RA: 200,94 mas в год.
Dec: 286,23 mas в год.
Паралакс (π)130,23 ± 0,36 mas
Абсолютна звездна величина (V)+0,582
Характеристики
Спектрален класA0 Va
Цветови индекс (B − V)0
Цветови индекс (U − B)0
Физически характеристики
Маса2,135 ± 0,074 M☉
Радиус2,362 × 2,818 R☉
Възраст455 ± 13 млн. год.
Повърхностна темп.9602 ± 180 K
Светимост (LS)40,12 ± 0,45 L☉
Металичност−0,5 dex
Повърхностна гравитация4,1 ± 0,1 cgs
Вега в Общомедия
Снимка на Вега.
Сравнение между Вега и Слънцето.

Номенклатура редактиране

Традиционното наименование Вега произлиза от груба транслитерация на арабското уаки („падащ, приземяващ се“) от фразата النسر الواقع‎ (ан-насър ал-уаки) – „падащият орел“.[2] Съзвездието Лира е представяно под формата на грифон в Древен Египет[3] и във вида на орел или грифон в Древна Индия.[4] Арабското название вероятно е дошло в европейската култура след използването на астрономическите таблици, разработени през 1215 – 1270 г. по нареждане на Алфонсо X.[5] Вероятно, съзвездието и асоциираната с него хищна птица са имало митологична основа в древността.

Наблюдение редактиране

На 17 юли 1850 г. Вега става първата звезда (отвъд Слънцето), която е фотографирана. Това е дело на Уилям Кранч Бонд и Джон Адамс Шипъл от Харвардската обсерватория, които използват дагеротипия.[6][7][8] Хенри Дрейпър прави първата фотография на спектъра на звезда през август 1872 г., когато взема изображение от Вега, а освен това първи показва абсорбционните линии в спектъра на звезда.[9] Подобни линии вече са били идентифицирани в спектъра на Слънцето.[10] От 1943 г. спектърът на Вега служи като отправна точка при определянето на класификацията на други звезди.[11]

Вега често може да бъде забелязана близо до зенита при средните северни географски ширини през летните вечери в северното полукълбо.[12] От средните южни географски ширини тя може да бъде видяна ниско над северния хоризонт през зимата в южното полукълбо. С деклинация от +38,78°, Вега може да се наблюдава само от географски дължини северно от 51° южна ширина. Следователно, тя никога не изгрява в Антарктида или в най-южните части на Южна Америка (като Пунта Аренас в Чили). При географски ширини северно от 51° северна ширина е незалязваща звезда. Към полунощ на 1 юли Вега достига кулминация.[13]

Около 12-ото хилядолетие пр.н.е. полюсът на Земята е сочил само на пет градуса от Вега, но в днешно време вече сочи към Полярната звезда. По пътя на прецесията, полюсът отново ще сочи близо до Вега с настъпване на 14-ото хилядолетие от н.е.[14] Вега е най-ярката от поредицата северни полярни звезди.[6]

Звездата представлява връх от широкия астеризъм Летен триъгълник, който включва още Алтаир от Орел и Денеб от Лебед.[12] Тази формация има приблизително формата на правоъгълен триъгълник. Летният триъгълник е забележим в северното небе, тъй като няма много други ярки звезди в съседство.[15]

Физични характеристики редактиране

Вега е от спектрален клас A0V, което я прави бяла със сини примеси звезда от главна последователност, която активно синтезира водород до хелий в ядрото си. Тъй като по-масивните звезди използват горивото си по-бързо от по-малките, животът на Вега в главната последователност е грубо един милиард години или около една десета от слънчевия.[16] Текущата възраст на Вега е около 455 милиона години[17] или около половината от очакваната ѝ възраст в главна последователност. След като излезе от главната последователност, Вега ще се превърне в червен гигант от клас M и ще изгуби по-голямата част от масата си, като накрая ще се превърне в бяло джудже. В днешно време Вега има повече от два пъти масата на Слънцето,[18] а светимостта ѝ е около 40 пъти по-висока от слънчевата.

Повечето от енергията, произвеждана в недрата на Вега, се създава в хода на CNO-цикъл, процес на термоядрен синтез, при който се комбинират протони, за да се образуват хелиеви ядра чрез посредничещи ядра на въглерод, азот и кислород. Този процес е преобладаващ при температури около 17 милиона K,[19] което е малко повече от температурата в ядрото на Слънцето, но по-малко ефективно от протон-протонния цикъл. CNO-цикълът е силно чувствителен към температурата, което води до образуването на конвективна зона около ядрото,[20] която разпределя равномерно отходните продукти от термоядрения синтез в ядрото. Над нея се намира зона на излъчване. За разлика от Вега, Слънцето има зона на излъчване около ядрото и конвективна зона върху нея.[21]

Енергийният поток от Вега е измерен с точност. При 5480 Å, плътността на потока е 3650 Jy с грешка от 2%.[22] Във видимия спектър на Вега преобладават абсорбционните линии на водорода. Линиите на останалите елементи са относително слаби, като сред тях се открояват най-вече тези на магнезий, желязо и хром.[23] Рентгеновото излъчване на звездата е много слабо, което ще рече, че короната на звездата трябва да е много слаба или дори несъществуваща.[24] Все пак, тъй като полюсът на Вега е обърнат към Земята, възможно е да става въпрос за полярна коронална дупка.[25][26]

Използвайки спектрополяриметрия е засечено наличието на магнитно поле на повърхността на звездата. Това е първото такова засичат на магнитно поле на звезда от спектрален клас A. Средно това поле има големина от −0,6 ± 0,3 G по линията на видимост към Земята.[27] Тази стойност е сравнима със средното магнитно поле на Слънцето.[28] Все пак, магнитни полета, достигащи грубо 30 G, също са засечени на Вега.[25] През 2015 г. са открити петна на повърхността на звездата – първото такова засичане при нормална звезда от клас A. Те са доказателство за ротационна модулация с период от 0,68 дни.[29]

При измерване с висока точност чрез интерферометър на радиуса на Вега, е получена неочаквано висока стойност от 2,73 ± 0,01 пъти слънчевия радиус. Това е с 60% повече от радиуса на Сириус, докато звездните модели сочат, че звездата трябва да е само с около 12% по-голяма. Все пак, това несъответствие може да се обясни, ако Вега се върти бързо и се наблюдава от страна на оста си на въртене. През 2006 г. това предположение е потвърдено.[30] Оста на въртене на Вега е наклонена на не повече от пет градуса спрямо линията на видимост от Земята. По-високите оценки за скоростта на въртене на звездата предполагат 236,2 ± 3,7 km/s[17] по екватора. Това представлява около 88% от скоростта, която би накарала звездата да се разцепи вследствие центробежния ефект.[17] Това бързо въртене е довело до изпъкването на екватора на звездата, така че радиусът на Вега при екватора е с 19% по-голям, отколкото радиуса при полюсите. Тъй като от Земята звездата се наблюдава откъм полюса ѝ, получените оценки за радиуса ѝ са доста големи.

Локалната повърхностна гравитация при полюсите е по-голяма, отколкото при екватора, при което се наблюдава вариация в ефективната температура на звездата: полярната температура е около 10 000 K, докато екваторната температура е около 8150 K.[17]

Металичността на фотосферата на Вега представлява около 32% от слънчевата. Само около 0,54% от Вега са елементи, по-тежки от хелий. Причината за този беден химичен състав при звезда от спектрален клас A0 все още не е ясна. Наблюдаваното съотношение на хелия към водорода е 0,030 ± 0,005, което е с около 40% по-малко отколкото при Слънцето. Това може да се причини от изчезването на хелиевата зона на конвекция близо до повърхността.

Радиалната скорост на Вега е компонентът на движение на звездата по линията ѝ на видимост от Земята. Движението ѝ надалеч от нас би накарало светлината от нея да се измести към по-ниска честота (и към червения край на спектъра), а движението ѝ към нас би довело до по-висока честота на светлината от нея (и към синия край на спектъра). По този начин, скоростта ѝ може да се измери от червеното или синьото ѝ отместване. Точните измервания са дали стойност от −13,9 ± 0,9 km/s.[31] Отрицателният знак означава относително движение в посока към Земята.

Собственото движение на Вега е 202,03 ± 0,63 милиарксекунди на година по ректасцензия и 287,47 ± 0,54 милиарксекунди на година по деклинация. Нетното собствено движение е 327,78 mas/y, което ще рече ъглово движение от един градус на всеки 11 000 години.

Източници редактиране

  1. ↑ Su, K. Y. L. и др. The Vega Debris Disk: A Surprise from Spitzer // The Astrophysical Journal 628 (1). 2005. DOI:10.1086/430819. с. 487 – 500.
  2. ↑ Glassé, Cyril. The new encyclopedia of Islam. 3rd. Rowman & Littlefield, 2008. ISBN 978-0-7425-6296-7. с. 75.
  3. ↑ Gerald Massey. Ancient Egypt: the Light of the World. Adamant Media Corporation, 2001. ISBN 1-4021-7442-X.
  4. ↑ Deborah Houlding. Lyra: The Lyre // декември 2005. Архивиран от оригинала на 25 януари 2012. Посетен на 21 февруари 2008.
  5. ↑ Houtsma, M. Th.; Wensinck, A. J.; Gibb, H. A. R.; Heffening, W.; Lévi-Provençal. E. J. Brill’s First Encyclopaedia of Islam, 1913 – 1936. Т. VII. E. J. Brill, 1987. с. 292.
  6. ↑ а б Allen, Richard Hinckley. Star Names: Their Lore and Meaning. Courier Dover Publications, 1963. ISBN 978-0-486-21079-7.
  7. ↑ Barger, M. Susan, White, William B. The Daguerreotype: Nineteenth-Century Technology and Modern Science. JHU Press, 2000. ISBN 978-0-8018-6458-2. с. 88.
  8. ↑ Holden, Edward S. и др. Photographs of Venus, Mercury and Alpha Lyræ in Daylight // Publications of the Astronomical Society of the Pacific 2 (10). 1890. DOI:10.1086/120156. с. 249 – 250.
  9. ↑ Barker, George F. On the Henry Draper Memorial Photographs of Stellar Spectra // Proceedings of the American Philosophical Society 24. 1887. с. 166 – 172.
  10. ↑ Spectroscopy and the Birth of Astrophysics // Tools of Cosmology. American Institute of Physics. Архивиран от оригинала на 2015-09-07. Посетен на 15 ноември 2007.
  11. ↑ Garrison, R. F. Anchor Points for the MK System of Spectral Classification // Bulletin of the American Astronomical Society 25. декември 1993. с. 1319. Архивиран от оригинала на 2019-06-25.
  12. ↑ а б Pasachoff, Jay M. A Field Guide to Stars and Planets. 4th. Houghton Mifflin Field Guides, 2000. ISBN 978-0-395-93431-9.
  13. ↑ Burnham, Robert J. R. Burnham's Celestial Handbook: An Observer's Guide to the Universe Beyond the Solar System. Т. 2. Courier Dover Publications, 1978. ISBN 978-0-486-23568-4.
  14. ↑ Roy, Archie E., Clarke, David. Astronomy: Principles and Practice. CRC Press, 2003. ISBN 978-0-7503-0917-2.
  15. ↑ Upgren, Arthur R. Night Has a Thousand Eyes: A Naked-Eye Guide to the Sky, Its Science, and Lore. Basic Books, 1998. ISBN 978-0-306-45790-6.
  16. ↑ Mengel, J. G. и др. Stellar evolution from the zero-age main sequence // Astrophysical Journal Supplement Series 40. 1979. DOI:10.1086/190603. с. 733 – 791.
  17. ↑ а б в г Yoon, Jinmi и др. A New View of Vega's Composition, Mass, and Age // The Astrophysical Journal 708 (1). януари 2010. DOI:10.1088/0004-637X/708/1/71. с. 71 – 79.
  18. ↑ Peterson, D. M. и др. Vega is a rapidly rotating star // Nature 440 (7086). 2006. DOI:10.1038/nature04661. с. 896 – 899.
  19. ↑ Salaris, Maurizio, Cassisi, Santi. Evolution of Stars and Stellar Populations. John Wiley and Sons, 2005. ISBN 978-0-470-09220-0. с. 120.
  20. ↑ Browning, Matthew и др. Simulations of core convection in rotating A-type stars: Differential rotation and overshooting // Astrophysical Journal 601 (1). 2004. DOI:10.1086/380198. с. 512 – 529.
  21. ↑ Padmanabhan, Thanu. Theoretical Astrophysics. Cambridge University Press, 2002. ISBN 978-0-521-56241-6.
  22. ↑ Oke, J. B. и др. The Absolute Spectral Energy Distribution of Alpha Lyrae // Astrophysical Journal 161. 1970. DOI:10.1086/150603. с. 1015 – 1023.
  23. ↑ Michelson, E. The near ultraviolet stellar spectra of alpha Lyrae and beta Orionis // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 197. 1981. DOI:10.1093/mnras/197.1.57. с. 57 – 74.
  24. ↑ Schmitt, J. H. M. M. Coronae on solar-like stars // Astronomy and Astrophysics 318. 1999. с. 215 – 230.
  25. ↑ а б Topka, K. и др. Detection of soft X-rays from Alpha Lyrae and Eta Bootis with an imaging X-ray telescope // Astrophysical Journal 229. 1979. DOI:10.1086/157000. с. 661.
  26. ↑ Vaiana, G. S. Stellar Coronae – Overview of the Einstein / CFA Stellar Survey In: Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun // SAO Special Report 389 (389). 1980. с. 195 – 215.
  27. ↑ Lignières, F. и др. First evidence of a magnetic field on Vega // Astronomy & Astrophysics 500 (3). 2009. DOI:10.1051/0004-6361/200911996. с. L41–L44.
  28. ↑ Staff. Magnetic Field On Bright Star Vega // Science Daily. 26 юли 2009. Посетен на 30 юли 2009.
  29. ↑ Böhm, T. и др. Discovery of starspots on Vega. First spectroscopic detection of surface structures on a normal A-type star // Astronomy & Astrophysics 577. May 2015. DOI:10.1051/0004-6361/201425425. A64. с. 12.
  30. ↑ Aufdenberg, J.P. и др. First results from the CHARA Array: VII. Long-Baseline Interferometric Measurements of Vega Consistent with a Pole-On, Rapidly Rotating Star? // Astrophysical Journal 645 (1). 2006. DOI:10.1086/504149. с. 664 – 675.
  31. ↑ Proceedings from IAU Symposium no. 30 // {{{conference}}}. Т. 30. 20 – 24 юни 1966. с. 57.
Взето от „https://bg.wikipedia.org/w/index.php?title=Вега&oldid=12008463“.