Эта статья входит в число хороших статей

Вега

Перейти к навигацииПерейти к поиску
Вега
Звезда
Изображение телескопа «Спитцер»
Изображение телескопа «Спитцер»
ВегаТуманность КольцоЭпсилон ЛирыБета ЛирыГамма ЛирыДельта 2 ЛирыКаппа ЛирыДзета Лиры
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Тип одиночная[1]
Прямое восхождение18ч 36м 56,34с[2]
Склонение+38° 47′ 1,28″[2]
Расстояние7,67 ± 0,03 пк
Видимая звёздная величина (V)0,03[5]
СозвездиеЛира
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv)−20,6 ± 0,2 км/с[6]
Собственное движение
 • прямое восхождение201,85 ± 0,14 mas/год[3]
 • склонение285,46 ± 0,13 mas/год[3]
Параллакс (π)128,2 ± 0,8 mas[3]
Абсолютная звёздная величина (V)0,582[3]
Спектральные характеристики
Спектральный классA0Va[7]
Показатель цвета
 • B−V0
 • U−B0
Переменностьвозможно Переменная типа Дельты Щита[8]
Физические характеристики
Масса2,135 ± 0,074 M☉[4]
Радиус2,818 ± 0,013 R☉[4]
Возраст455 ± 13 млн лет[4]
Температура9550 ± 125 К[9]
Светимость40,12 ± 0,45 L☉[4]
Металличность−0,5[10][11]
Вращениеv = 236 ± 4 км/с[4]
v·sin(i) = 20,48 ± 0,11 км/с[4]
Часть отЛетне-осенний треугольник и Движущаяся группа звёзд Кастора[12]
Коды в каталогах

SAO 67174, 2MASS J18365633+3847012, HD 172167, HIP 91262, HR 7001, IRAS 18352+3844, GJ 721, GJ 721.0, α Lyr, ADS 11510 A, ASCC 507896, BD+38 3238, CCDM J18369+3847A, CEL 4636, CSV 101745, EUVE J1836+38.7, FK5 699, GC 25466, GCRV 11085, HIC 91262, IDS 18336+3841 A, IRAS F18352+3844, 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, ROT 2633, TD1 22883, TYC 3105-2070-1, UBV 15842, alf Lyr, WDS J18369+3846A, Zkh 277, uvby98 100172167, HGAM 706, WEB 15681, 3 Lyr, TIC 157587146, AG+38 1711 и UBV M 23118

Информация в базах данных
SIMBAD* alf Lyr
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?
Логотип Викисклада Медиафайлы на Викискладе

Ве́га (α Лиры, α Lyr) — самая яркая звезда в созвездии Лиры, пятая по яркости звезда ночного неба и вторая (после Арктура) — в Северном полушарии, третья по яркости звезда (после Сириуса и Арктура), которую можно наблюдать в России и ближнем зарубежье. Вега находится на расстоянии 25,3 светового года от Солнца и является одной из ярчайших звёзд в его окрестностях (на расстоянии до 10 парсек).

Этимология

Название «Вега» (Wega[13], позже — Vega) происходит от приблизительной транслитерации слова waqi («падающий») из фразы араб. النسر الواقع‎ (an-nasr al-wāqi‘), означающей «падающий орёл»[14] или «падающий гриф»[15]. Созвездие Лиры представлялось в виде грифа в Древнем Египте[16] и в виде орла или грифа — в древней Индии[17][18]. Арабское название вошло в европейскую культуру после использования в астрономических таблицах, которые были разработаны в 1215—1270 годах по приказу Альфонсо X[19]. Вероятно, ассоциация Веги и всего созвездия с хищной птицей имело в древности свою мифологическую основу, однако этот миф был позабыт и замещён более поздней легендой о коршуне бога Зевса, выкравшем тело нимфы Кампы у титана Бриарея, и за эту услугу помещённом своим хозяином на небо[20].

Основные характеристики

Вега, иногда называемая астрономами «наверное, самой важной звездой после Солнца», в настоящее время является самой изученной звездой ночного неба[21]. Вега стала первой звездой (после Солнца), которая была сфотографирована[22], а также первой звездой, у которой был определён спектр излучения[23]. Кроме того, Вега была одной из первых звёзд, до которой методом параллакса было определено расстояние[24]. Яркость Веги долгое время принималась за ноль при измерении звёздных величин, то есть она была точкой отсчёта и являлась одной из шести звёзд, которые лежат в основе шкалы UBV-фотометрии (измерение излучения звезды в различных диапазонах спектра)[25].

Вега и Солнце на диаграмме Герцшпрунга — Расселла

Вега — относительно молодая звезда с низкой, по сравнению с Солнцем, металличностью — малым содержанием элементов тяжелее гелия[26]. Вега, возможно, является переменной звездой, хотя это и не доказано. Возможная причина переменности — нестабильность в недрах[27].

Вега очень быстро вращается вокруг своей оси. На её экваторе скорость вращения, вероятно, превышает 230 км/с[4]. Для сравнения: скорость вращения на экваторе Солнца чуть больше двух километров в секунду (7284 км/ч). Вега вращается в сто раз быстрее и поэтому имеет форму эллипсоида вращения. Температура её фотосферы неоднородна: максимальная температура — на полюсе звезды, минимальная — на её экваторе. В настоящее время с Земли Вега наблюдается почти с полюса, и поэтому кажется яркой бело-голубой звездой.

Основываясь на значении интенсивности инфракрасного излучения Веги, которое значительно выше, чем должно быть у неё теоретически, учёные пришли к выводу, что вокруг Веги расположен пылевой диск, который вращается вокруг неё и разогревается излучением звезды. Этот диск образовался, скорее всего, в результате столкновения астероидных или кометных тел. Аналогичный пылевой диск в Солнечной системе связан с поясом Койпера[28][29].

Вега является прототипом так называемых «инфракрасных звёзд» — звёзд, у которых имеется диск из пыли и газа, излучающий в инфракрасном спектре под действием энергии звезды. Эти звёзды называются «Вега-подобные звёзды»[30].

В последнее время в диске Веги были выявлены несимметричности, указывающие на возможное присутствие около Веги по крайней мере одной планеты, размер которой может быть примерно соизмерим с размером Юпитера[31][32].

История изучения

Созвездие Лиры в атласе «Уранометрия». Вега изображена в клюве орла, держащего лиру

Один из разделов астрономии — астрофотография, или фотографирование через телескопы небесных объектов, стал развиваться с 1840 года, когда астроном Джон Уильям Дрейпер сфотографировал Луну с помощью дагеротипии[33]. Первой сфотографированной звездой стала Вега. В ночь с 16 на 17 июля 1850 года в обсерватории Гарвардского колледжа был сделан первый снимок звезды[22][34]. В 1872 году Генри Дрейпер получил первые (после Солнца) фотографии спектра Веги и впервые показал линии поглощения в этом спектре[23].

В 1879 году Уильям Хаггинс использовал фотографии спектра Веги и ещё двенадцати похожих звёзд, чтобы определить «двенадцать сильных линий», которые являются общими для этого класса звёзд. Позже эти линии были определены как линии водорода (серия Бальмера)[35].

Расстояние до Веги может быть определено по её параллаксу относительно неподвижных звёзд во время движения Земли по орбите вокруг Солнца. Первым параллакс Веги определил Василий Струве в 1837 году. Используя 9-дюймовый рефрактор на экваториальной монтировке и нитяной микрометр, изготовленные Фраунгофером, Струве получил значение 0,125 угловой секунды[36], что очень близко к современному значению. Но Фридрих Бессель, который определил расстояние до звезды 61 Лебедя, скептически оценил полученные Струве данные, заставив его отказаться от первоначальной оценки. Струве пересмотрел свою точку зрения и после новых подсчётов получил почти вдвое большую величину параллакса (0,2169±0,0254″)[36]. Таким образом, полученные Струве данные были приняты как неверные, и первым определителем расстояния до звезды считается Бессель.

В настоящее время параллакс Веги оценивается в 0,129″[37][38].

Яркость всех звёзд измеряется по стандартной логарифмической шкале, причём чем ярче звезда, тем меньше значение её звёздной величины. Самые тусклые звёзды, доступные наблюдению невооружённым глазом, имеют шестую звёздную величину, в то время как блеск Сириуса, ярчайшей звезды ночного неба, равен −1,47. За точку отсчёта на этой шкале астрономы первоначально решили выбрать Вегу: её видимый блеск был принят за «ноль» [39][40].

Таким образом, в течение многих лет от яркости Веги вёлся отсчёт звёздных величин. В настоящее время точка отсчёта переопределена с помощью ряда других звёзд. Однако для визуальных наблюдений Вегу и сейчас можно считать эталоном нулевой звёздной величины: при наблюдении в стандартной полосе V фотометрической системы UBV, наиболее распространённой на сегодняшний день, величина Веги равна 0,03m, что на глаз неотличимо от нуля[41]. В этой фотометрической системе при определении блеска звёзд применяются три светофильтра — ультрафиолетовый (англ. ultraviolet), синий (англ. blue) и видимый (англ. visible). Они обозначаются буквами U, B и V соответственно. Вега была одной из шести звёзд класса А0V, которые использовали при разработке этой фотометрической системы. Звёздные величины со всеми тремя фильтрами измеряются таким образом, что для Веги и подобных ей белых звёзд они равны между собой: U = B = V[25].

Фотометрические измерения Веги в 1920-х годах показали, что её блеск не постоянен, а слегка изменяется. Изменения блеска звезды были очень малы (±0,03 величины), и поэтому из-за слишком несовершенной техники того времени астрономы долго не знали, является ли Вега переменной или постоянной звездой. Более поздние измерения, проведённые в 1981 году в обсерватории им. Дэвида Данлэпа, показали такое же, как в 1930-х годах, слабое изменение блеска звезды. После попытки отнести Вегу к какому-то конкретному классу переменных звёзд было высказано предположение, что Вега совершает неправильные низкоамплитудные пульсации, аналогичные пульсациям δ Щита[8].

Это одна из категорий переменных звёзд, изменения блеска которых вызвано собственными пульсациями из-за неустойчивости в недрах звезды[42]. Однако переменность Веги по-прежнему спорна, поскольку другие астрономы не обнаружили никаких изменений в блеске Веги, хотя она относится к типу звёзд, где встречается переменность. Поэтому весьма вероятно, что неспособность зарегистрировать изменение блеска Веги вызваны несовершенством оборудования или систематическими ошибками в измерениях[27][43].

Вега — первая звезда, у которой был обнаружен пылевой диск. Это открытие было сделано в 1983 году с помощью Инфракрасной космической обсерватории (IRAS)[34][44].

В 2006 году с помощью оптической интерферометрии с длинной базой была обнаружена асферичность Веги[45].

Условия наблюдения

Изменение блеска ярчайших звёзд неба с течением времени (Сириуса, Канопуса, Толимана, Арктура, Веги, Проциона, Альтаира)
Знаменитый «Летне-осенний треугольник» Это наиболее заметный астеризм в Северном полушарии летом, осенью и в начале зимы[39]. Вега является одной из его вершин

Вега — звезда Северного полушария и имеет в настоящее время склонение +38°48'. Её можно увидеть в Северном и Южном полушариях вплоть до 51° южной широты, то есть почти в любой точке мира, кроме Антарктиды и самого юга Южной Америки (в частности, звезда никогда не восходит в городе Ушуая). Севернее 51° с. ш. Вега никогда не пересекает линию горизонта, и по этой причине в высоких и полярных широтах Северного полушария наблюдается круглый год. Точку зенита Вега проходит примерно на широте Афин и Лиссабона[47]. На широте Москвы Вега не заходит за горизонт, однако зимой из-за низкого положения над горизонтом её наблюдение возможно только утром или вечером. На юге России (южнее 51° северной широты) Вега скрывается за горизонтом, но глубоко под него не опускается[48].

Вега кульминирует в астрономическую полночь 1 июля и в это время наступает её противостояние с Солнцем. Именно в это время создаются наилучшие условия для наблюдения Веги с Земли[49].

С течением времени северное склонение Веги увеличится. По мере приближения звезды к Северному небесному полюсу в результате прецессии Земли — примерно через 12 тыс. лет — Вега станет полярной звездой Северного полушария. Такой звездой Вега была за 13 тысяч лет до н. э. и будет в 14 000 году н. э. В этот период Вега будет приближённо указывать на север, а вид неба сильно изменится, и на широтах Харькова будут видны такие южные созвездия, как Южный Крест, Центавр, Муха, Волк. Сто тысяч лет назад самой яркой звездой неба был Канопус, а сейчас — Сириус, Вега же была и будет одной из ярчайших звёзд неба, причём в будущем её блеск возрастёт. Кроме того, в будущем увеличится блеск и Альтаира — другой яркой звезды «Летне-осеннего треугольника».[39]

Физические характеристики

Спектр Веги в диапазоне 3820—10 200 Å. В левой части видны интенсивные линии водорода, в правой — линии кислорода и воды земного происхождения

Вега относится к спектральному классу A0V, то есть является белой звездой главной последовательности. Основной источник энергии звезды — термоядерная реакция синтеза гелия из водорода в недрах при высокой температуре. Поскольку массивные звёзды расходуют водород быстрее, чем малые, продолжительность жизни Веги составит (по подсчётам 1979 года) один миллиард лет — в десять раз меньше, чем у Солнца[50]: согласно моделям развития звёзд при 1,75<M<2,7; 0,2<Y<2,7; 0,004<Z<0,001 между вхождением звезды в главную звёздную последовательность и её переходом на боковую ветвь красных гигантов проходит 0,43—1,64⋅109 лет. Однако при массе Веги 2,2 возраст Веги меньше одного миллиарда лет.

В отличие от Солнца, основным источником энергии на Веге служит не протон-протонная реакция, а так называемый CNO-цикл синтеза атомов гелия из атомов водорода с помощью посредников — углерода, азота и кислорода. Для этого необходима температура в 16 миллионов кельвин[51] — выше температуры в недрах Солнца. Этот способ является более эффективным, чем протон-протонная реакция. Цикл очень чувствителен к температуре, отвод тепла от центра звезды осуществляется не излучением, а конвекцией[52]. Поэтому в Веге зона лучистого переноса располагается над конвективной, в то время как в Солнце — наоборот[53][54][55].

Энергетический поток от Веги был точно измерен различными способами и используется как эталон. Так, при длине волны 548 нм плотность потока составляет 3650 Ян при допустимой погрешности 2 %[56]. Вега имеет относительно плоский электромагнитный спектр в видимой области спектра, 350—800 нанометров, где плотность потока составляет 2000—4000 Ян[57]. В инфракрасной части спектра плотность потока мала и равна около 100 Ян при длине волны в 5 микрометров[58]. В спектре звезды доминируют линии поглощения водорода[56]. Линии других элементов относительно слабы; из них сильнейшими являются линии ионизированного магния, железа и хрома[59].

Вега стала первой одиночной звездой главной последовательности (не считая Солнца), у которой было обнаружено рентгеновское излучение (в 1979 году)[60]. Излучение Веги в рентгеновском диапазоне незначительно, что свидетельствует о том, что корона у Веги вообще отсутствует или же очень слабая[61].

Эволюция звезды

Вега образовалась 455±13 миллионов лет назад[4]. Она значительно старше Сириуса, возраст которого оценивается в 240 миллионов лет. Учитывая достаточно высокую светимость Веги (по сравнению с Солнцем), исследователи предполагают, что продолжительность жизни Веги составит на стадии главной последовательности примерно 1 миллиард лет, после чего она станет субгигантом и, наконец, красным гигантом. Последней стадией эволюции Веги станет сброс её оболочек и превращение в белый карлик. Сверхновой Вега стать не сможет — для этого ей не хватит массы, которая должна составлять минимум 5 масс Солнца. В теперешнем виде Вега просуществует ещё примерно 500 миллионов лет, пока у неё не закончится водородное топливо. Другими словами, Вега находится, как и Солнце, в середине своей жизни[8][39].

Вращение

Сравнение размеров Веги с Солнцем. Вега не только больше Солнца, но и ярче, и массивнее. Обратите внимание на приплюснутость Веги

По интерферометрическим данным радиус Веги оценён в 2,73 ± 0,01 радиуса Солнца, что на 60 % больше радиуса Сириуса. В то время как по теоретическим расчётам[] он должен лишь на 12 % превышать радиус Сириуса.

Было предположено, что такая аномалия может быть вызвана большой скоростью вращения звезды вокруг своей оси. Вега, в отличие от большинства звёзд, имеет не форму шара, а форму эллипсоида вращения, и в настоящее время видима с Земли почти со стороны полюса. Телескоп CHARA подтвердил это предположение[45].

Вега видна с Земли практически со стороны полюса — угол между осью вращения и лучом зрения составляет около 5 градусов[4]. Скорость вращения звезды на экваторе была определена в пределах от 175±33 до 274±14 км/с. Для 2010 года она составляет 236±4 км/с, или 88 % первой космической (такой, при которой Вега разрушилась бы от центробежных сил)[4]. Период вращения звезды вокруг своей оси равен 17,6±0,2 часа[62].

Такое быстрое вращение Веги придаёт ей эллипсоидную форму: её экваториальный диаметр на 1/5 больше полярного. Полярный радиус равен 2,36 ± 0,01 радиуса Солнца, в то время как экваториальный — 2,82 ± 0,01 радиуса Солнца[4].

Ускорение свободного падения на Веге также в значительной мере зависит от широты, поэтому температура поверхности на Веге сильно отличается. По теореме фон Цейпеля светимость звёзд в районе полюсов выше, что отражается в разнице температур между полюсами и экватором. В районе полюса она равна 9695 ± 20 К, в то время как вблизи экватора — на 2400 К меньше[63].

Если бы мы могли видеть Вегу со стороны экватора, то её яркость показалась бы нам вдвое слабее[21][64].

Температурная разница может также указывать на наличие конвективной зоны вокруг экватора.[45]

Если бы Вега была медленно вращающейся, сферически симметричной звездой, то её яркость была бы эквивалентна 57 светимостям Солнца. Эта яркость значительно больше светимости типичной звезды, имеющей такую массу. Таким образом, обнаружение вращения Веги позволило устранить данное противоречие, и полная болометрическая светимость Веги превышает солнечную лишь в 37 раз[45].

Вега длительное время использовалась как эталонная звезда для калибровки телескопов. Знания о скорости вращения Веги и знание того угла, под которым мы её видим, помогли при настраивании интерферометров относительно этой звезды, и теперь диаметр звезды измерен точно[65].

Металличность

Понятие «металличность» в описании звезды означает содержание в ней элементов тяжелее гелия, так как все элементы, тяжелее гелия, в астрономии называются металлами.

В фотосфере Веги мало таких элементов — всего 32 % от аналогичного солнечного показателя. Для сравнения, в фотосфере Сириуса содержится втрое больше металлов, чем в Солнце. Солнце же содержит множество элементов тяжелее гелия. Их содержание оценивается в 0,0172 ± 0,002 от общей массы[66] (то есть Солнце примерно на 1,72 процента состоит из тяжёлых элементов). Вега же состоит из тяжёлых элементов всего на 0,54 %.

Необычно низкая металличность Веги позволяет отнести её к звёздам типа λ Волопаса[67][68].

Причина такой низкой металличности Веги (и других подобных звёзд спектрального класса A0-F0) остаётся неясной.

Возможно, это обусловлено потерей массы звезды. Однако такой процесс начинается лишь в конце жизни звезды, когда у неё заканчивается водородное топливо. Другой возможной причиной может быть формирование Веги из газопылевого облака с необычно низким содержанием металлов[69].

Наблюдаемое соотношение гелия к водороду у Веги примерно на 40 % меньше, чем у Солнца. Это может быть вызвано исчезновением конвективной зоны гелия вблизи поверхности. Энергия из недр звезды передаётся вместо конвекции с помощью электромагнитного излучения, что может быть причиной аномалий. Ещё одной из причин таких аномалий может быть диффузия[70].

Движение в пространстве

Радиальная скорость Веги — составляющая движения звезды вдоль луча зрения наблюдателя.

Для звёзд и галактик одной из важнейших характеристик является смещение линий в их спектре. Если линии смещены в красную сторону спектра (красное смещение), то эта звезда или галактика удаляется от наблюдателя, и чем больше смещение, тем больше скорость удаления. Для звёзд это смещение невелико, но другого способа определить скорость их движения относительно Земли нет. Точные измерения красного смещения Веги дали результат в −13,9 ± 0,9 км/с.[71] Знак минус указывает на движение звезды к Земле.

Вследствие собственного движения звёзд Вега постепенно перемещается на фоне других звёзд, столь удалённых от Земли, что они кажутся неподвижными — их собственное движение столь мало, что им пренебрегают.

Тщательные измерения положения звезды позволили измерить собственное движение Веги. Собственное движение Веги за год составляет 202,03 ± 0,63 миллисекунды дуги по прямому восхождению и 287,47 ± 0,54 миллисекунды дуги по склонению[72].

Полное собственное движение Веги равно 327,78 миллисекунды дуги в год. За 11 тыс. лет Вега перемещается приблизительно на градус по небесной сфере[73].

Относительно соседних звёзд скорость Веги такова: по координате U = −16,1 ± 0,3 км/с, по координате V = −6,3 ± 0,8 км/с, и по координате W = −7,7 ± 0,3 км/с[74]. Полная скорость Веги равна 19 километрам в секунду[75], что примерно соответствует скорости движения Солнца относительно соседних звёзд.

Хотя в данный момент Вега всего лишь пятая по яркости звезда неба, с течением времени её блеск будет медленно расти из-за приближения к Солнечной системе. Примерно через 210 тысяч лет Вега станет самой яркой звездой неба. Ещё через 70 тысяч лет её блеск достигнет максимума в −0,81m, и Вега будет ярчайшей звездой на протяжении 270 тысяч лет[76].

Исследуя другие звёзды, похожие по возрасту и свойствам на Вегу, а также движущиеся сходным с Вегой образом, астрономы причислили Вегу к так называемой группе Кастора. Эта небольшая группа включает около 16 звёзд, очень похожих на Вегу. К ней относятся следующие объекты: α Весов, α Цефея, Кастор, Фомальгаут и Вега. Все эти звёзды в пространстве движутся почти параллельно друг другу и с одинаковой скоростью. Когда-то все эти звёзды сформировались в одном месте и в одно время, но затем стали гравитационно независимыми, но как и в случае с Сириусом, астрономы нашли свидетельства существования в прошлом данной группы[77].

По подсчётам учёных, группа образовалась примерно 100—300 миллионов лет назад, и звёзды этой группы движутся примерно с одинаковой скоростью — около 16,5 километра в секунду[74][78].

Планетарная система

Избыток инфракрасного излучения

Одним из первых серьёзных достижений в работе Инфракрасной астрономический обсерватории (IRAS) была регистрация значительного превышения потока инфракрасного излучения от Веги по сравнению с ожидаемым. Повышенная интенсивность излучения была обнаружена на длинах волн в 25, 60 и 100 микрометров, и эти волны исходили из пространства, имеющего угловой радиус в десять угловых секунд, что соответствует источнику излучения диаметром 80 а. е. Было предложено, что источником излучения являются мелкие частички, вращающиеся вокруг Веги, с диаметром не меньше одного миллиметра и температурой около 85 К[79]. Частички же более мелкого диаметра будут выдуваться из системы световым давлением или упадут на звезду в результате эффекта Пойнтинга — Робертсона[80]. Этот эффект связан с тем, что переизлучаемые частицами пыли тепловые фотоны анизотропны в системе отсчёта, неподвижной относительно звезды, и поэтому преобладает переизлучение в направлении движения пылинки. В результате пылинка теряет момент импульса и по спирали падает на звезду, а, достаточно приблизившись к ней, испаряется. Этот эффект тем более существенен, чем ближе находится пылинка к звезде[34].

Более поздние измерения потока электромагнитного излучения от Веги с длиной волны в 193 микрометра показали, что он слабее, чем ожидалось. Это означало, что размер пылевых частиц составляет 100 микрометров или меньше. Построенная на основе этих наблюдений модель предполагала, что мы наблюдаем окружающий звезду пылевой диск радиусом 120 а. е. почти сверху, так как смотрим на Вегу практически с полюса. Кроме того, в центре этого диска находится дыра радиусом почти в 80 астрономических единиц. В центре этой дыры расположена Вега[81].

После обнаружения аномального излучения Веги были открыты и другие подобные звёзды. На 2002 год зарегистрировано порядка 400 «Вега-подобных» звёзд[30], среди которых Денебола, Бета Живописца, Фомальгаут, Эпсилон Эридана и др.[82] Высказано предположение, что эти звёзды могут стать ключом к разгадке происхождения Солнечной системы[30].

Пылевой диск

Столкновение двух массивных небесных тел недалеко от Веги в представлении художника. Подобные столкновения могли вызвать образование вокруг Веги пылевого диска

В 2005 году космическим телескопом «Спитцер» были получены изображения Веги, а также окружающей звезду пыли в инфракрасном спектре, так как пыль свободно пропускает инфракрасное излучение. Было видно, что разные части пылевого диска — источники излучения разной длины волны. На длине волны 24 микрометра диск имеет размер в 43 угловые секунды, что соответствует расстоянию от Веги 330 а. е., на 70 микрометрах — 70 угловых секунд (543 а. е.), а на 160 микрометрах — 105 угловых секунд (815 а. е.). Эти широкие и далёкие от звезды части состояли из мелких частиц размером от 1 до 50 микрометров в диаметре. Расстояние внутренней границы пыли от звезды оценивается в 71—102 а. е. или 11±2 угловых секунды. Такая чёткая граница диска возникла потому, что Вега своим излучением отталкивает частицы пыли, одновременно удерживая пылевой диск за счёт притяжения, из-за чего он относительно стабилен[28].

Общая масса пыли диска составляет 0,003 массы Земли, что эквивалентно объекту радиусом порядка 1000 км. Предполагается, что разрушение и превращение в пыль тела такой массы в результате столкновения маловероятно. Более вероятным представляется её образование при столкновении объектов меньшей массы, которые запустили каскад дробления, сталкиваясь с другими аналогичными объектами[28].

Время существования без подпитки новым материалом подобных пылевых структур — не более 10 млн лет. Если не происходит новых столкновений, они постепенно прекращают своё существование[28].

Наблюдения инфракрасного телескопа CHARA (обсерватория Маунт-Вильсон) в 2006 году подтвердили наличие второго пылевого диска вокруг Веги примерно на расстоянии 8 а. е. от звезды (около 1 млрд км). Эта пыль аналогична солнечному поясу астероидов, или же является результатом интенсивных столкновений между кометами или метеоритами, но может быть и формирующейся планетой[83]. Возможно, пыль из этого диска служит причиной предполагаемой переменности Веги[84].

Возможная планетная система

Пылевой диск Веги в искусственных цветах. Видна открытая асимметрия. Положение звезды отмечено «∗», «+» указывает положение гипотетической планеты

Наблюдения, проведённые на телескопе Джеймса Кларка Максвелла в 1997 году, выявили вокруг Веги так называемый «продолговатый яркий центральный регион», который располагался на расстоянии 9 угловых секунд (70 а. е.) от Веги по направлению к северо-востоку. Было предположено, что это либо возмущения диска гипотетической экзопланетой, либо на орбите вокруг Веги находился какой-то небесный объект, целиком окружённый пылью. Однако изображения, полученные с телескопа «Кек» на Гавайях, привели учёных к выводу, что речь идёт об очень крупном облаке пыли и газа, который располагается вокруг Веги, и что это, очевидно, протопланетный диск, а масса объекта, который из него формируется — 12 масс Юпитера, что соответствует лёгкому коричневому карлику либо субкоричневому карлику. К выводу, что планеты Веги находятся в процессе формирования, пришли и астрономы из Калифорнийского университета в Лос-Анджелесе (UCLA)[85][86].

В 2003 году было выдвинуто другое похожее предложение о наличии вокруг Веги планеты (возможно, нескольких планет) с массой Нептуна, которые мигрировали с расстояния 40 а. е. от звезды до 65 а. е. примерно 50 млн лет назад[32]. Используя коронограф телескопа «Субару» на Гавайских островах в 2005 году, астрономы сумели ограничить верхний предел массы планет Веги 5—10 массами Юпитера. К тому же астрономы предположили, что кроме этих гипотетических планет-гигантов в системе Веги могут существовать и планеты земной группы. Весьма вероятно, что угол наклона орбит планет Веги, скорее всего, будет тесно связан с экваториальной плоскостью звезды[87][88].

После десяти лет наблюдений Веги методом лучевых скоростей, астрономы предположили, что у неё, возможно, есть спутник Вега b с минимальной массой не менее 20 масс Земли. Один оборот вокруг Веги планета делает за 2,43 дня, при этом, сама Вега вращается вокруг своей оси за 16 часов. Температура на поверхности планеты может достигать 3000 °C (5390 градусов по Фаренгейту[89])[90].

Ближайшее окружение звезды

Следующие звёздные системы находятся на расстоянии в пределах 10 световых лет от Веги:

ЗвездаСпектральный классРасстояние, св. лет
G 184-19M4,5 V / M4,5 V6,2
μ ГеркулесаG5 IV / M3V / M47,3
G 203-47M3,5 V7,4
BD+43 2796M3,5 V7,8
BD+45 2505M3 V / M3,5 V8,2
AC+20 1463-148 AM2 V—VI9,3
AC+20 1463-148 BM2 V—VI9,7

С точки зрения наблюдателя, ведущего наблюдения с любой из гипотетических планет Веги, Солнце будет находиться в созвездии Голубя, и иметь видимую звёздную величину 4,3m. Невооружённым глазом звезду такого блеска на гипотетической планете можно было бы увидеть в ясную, хорошую звёздную ночь, и для этого исключительная зоркость не требуется[39].

Структура Местного пузыря. Показано положение Веги, Солнца и других звёзд. Изображение ориентировано так, что звёзды, ближайшие к центру Галактики, находятся на его вершине

Вега в мифах народов мира

Являясь одной из самых ярких звёзд на небесном своде, Вега издавна привлекала внимание древних народов, которые наделяли её мифологическими свойствами. Ещё ассирийцы называли Вегу «Даян-сейм», что в переводе на русский язык означает «судья неба». Аккадцы дали звезде имя «Тир-анна», или «жизнь небес». Вавилонский Дильган («посланник света») мог быть связан с Вегой[49]. Древние греки считали находящийся рядом с Вегой ромбик из четырёх звёзд лирой, созданной Гермесом и впоследствии переданной Аполлоном музыканту Орфею; это название созвездия распространено и сегодня[91].

Изображение Ню-лана (Альтаира) с детьми и Чжи-нюй (Веги); эпоха Цин

В китайской мифологии описана любовная история Ци Си (кит. упр. 七夕, пиньинь qī xī), в которой Ню-лан (звезда Альтаир), Пастух, и его двое детей (β и γ Орла) навеки разлучены с родной матерью, небесной ткачихой Чжи-нюй (Вегой), которая находится на другой стороне реки — Млечного Пути[92]. Японский фестиваль Танабата также основан на этой легенде[93]. Древние ингушские мифы объясняют происхождение Веги, Денеба и Альтаира, составляющие на небе треугольник, легендой о дочери бога грома и молнии Села, девушкой необычайной красоты, вышедшей замуж за небожителя. Согласно этой легенде, она подготовила из теста треугольный хлеб и сунула его в золу с угольками, чтобы он испёкся. Пока она ходила за соломой, два угла хлеба сгорели, уцелел лишь один. И теперь на небе видны три звезды, из которых одна (Вега) намного ярче двух других[94]. В зороастризме Вега иногда ассоциируется с Ванантом, маленьким божеством, чьё имя означает «завоеватель»[95].

В Римской империи момент, когда Вега пересекала линию горизонта перед восходом Солнца, считался началом осени[13].

Средневековые астрологи считали Вегу одной из 15 избранных звёзд, влияние которых на человечество было наиболее велико[96]. Генрих Корнелиус Агриппа для обозначения Веги использовал каббалистический символ с подписью лат. Vultur cadens, дословным переводом арабского названия[97]. Звезду олицетворяли камень хризолит и растение чабер. Помимо имени «Вега», различные астрологи Средневековья называли эту звезду «Вагни», «Вагниехом» и «Векой»[49].

Кроме того, Вега неоднократно упоминается в произведениях научно-фантастической литературы. В частности, к Веге была направлена 34 звёздная экспедиция звездолёта «Парус» в романе Ивана Ефремова «Туманность Андромеды», которая обнаружила лишь 4 безжизненные планеты.

См. также

Примечания

  1. ↑ Freire R., Czarny J., Felenbok P., Praderie F. High resolution profiles in A-type stars. II — VEGA CA II H and K lines observed at the Meudon Solar Tower (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 1978. — Vol. 68. — P. 89–95. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846
  2. ↑ 1 2 Leeuwen F. v. Validation of the new Hipparcos reduction (англ.) // Astronomy and Astrophysics / 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. Astrometric Studies of Aldebaran, Arcturus, Vega, the Hyades, and Other Regions (англ.) // The Astronomical Journal / J. G. III, E. Vishniac — New York City: IOP Publishing, AAS, 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 (англ.) // The Astrophysical Journal / E. Vishniac — IOP Publishing, 2009. — Vol. 708, Iss. 1. — P. 71–79. — ISSN 0004-637X; 1538-4357 — doi:10.1088/0004-637X/708/1/71
  5. ↑ Ducati J. R. Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system (англ.) — 2002. — Vol. 2237.
  6. ↑ Gontcharov G. A. Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system (англ.) // Astronomy Letters / 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 (англ.) // The Astronomical Journal / J. G. III, E. Vishniac — New York City: IOP Publishing, AAS, 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 (англ.) // 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. ↑ Royer F., Gebran M., Monier R., Smalley B., Pintado O., Reiners A., Hill G., Gulliver A. Normal A0−A1 stars with low rotational velocities. I. Abundance determination and classification (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2014. — Vol. 562. — 21 p. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201322762 — arXiv:1401.2372
  10. ↑ Heavy element abundances in Ap stars from ultraviolet data. I. The bright reference stars alpha Lyrae and alpha Canis Majoris A (англ.) // The Astrophysical Journal / E. Vishniac — IOP Publishing, 1978. — ISSN 0004-637X; 1538-4357 — doi:10.1086/155808
  11. ↑ Gebran M., Farah W., Paletou F., Monier R., Watson V. A new method for the inversion of atmospheric parameters of A/Am stars (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2016. — Vol. 589. — 10 p. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201528052 — arXiv:1603.01146
  12. ↑ SIMBAD Astronomical Database
  13. ↑ 1 2 Allen R. H. Star-Names and Their Meanings (англ.) — New York City: G.E. Stechert, 1899. — P. 284—285.
  14. ↑ Cyril Glasse. Astronomy // The New Encyclopedia of Islam. — Rowman Altamira, 2001. — ISBN 0-75-910190-6.
  15. ↑ Harper, Douglas. Vega. Online Etymology Dictionary (ноябрь 2001). Дата обращения: 21 февраля 2008. Архивировано 25 января 2012 года.
  16. ↑ Gerald Massey. Ancient Egypt: the Light of the World. — Adamant Media Corporation, 2001. — ISBN 1-4021-7442-X.
  17. ↑ William Tyler Olcott. Star Lore of All Ages: A Collection of Myths, Legends, and Facts Concerning the Constellations of the Northern Hemisphere. — G. P. Putnam’s sons, 1911.
  18. ↑ Deborah Houlding. Lyra: The Lyre. Skyscript (декабрь 2005). Дата обращения: 21 февраля 2008. Архивировано 25 января 2012 года.
  19. ↑ Houtsma, M. Th.; Wensinck, A. J.; Gibb, H. A. R.; Heffening, W.; Lévi-Provençal. E. J. Brill’s First Encyclopaedia of Islam, 1913—1936. — E. J. Brill, 1987. — Vol. VII. — P. 292.
  20. ↑ Лира. Они над нами вверх ногами: Мифология созвездий. Дата обращения: 21 июля 2017. Архивировано 15 февраля 2012 года.
  21. ↑ 1 2 Gulliver A. F., Hill G., Adelman S. J. Vega: A rapidly rotating pole-on star (англ.) // The Astrophysical Journal Letters — IOP Publishing, 1994. — Vol. 429. — P. 81–84. — ISSN 2041-8205; 2041-8213 — doi:10.1086/187418
  22. ↑ 1 2 Holden E. S., Campbell W. W. Photographs of Venus, Mercury and Alpha Lyrae in Daylight (англ.) // Publications of the Astronomical Society of the Pacific — University of Chicago Press, 1890. — Vol. 2. — P. 249—250. — 2 p. — ISSN 0004-6280; 1538-3873 — doi:10.1086/120156
  23. ↑ 1 2 Barker G. F. On the Henry Draper Memorial Photographs of Stellar Spectra (англ.) // Proceedings of the American Philosophical Society — Philadelphia: APS, 1887. — Vol. 24, Iss. 125. — P. 166—172. — ISSN 0003-049X; 2326-9243
  24. ↑ Berry A. A Short History of Astronomy (брит. англ.) — London: John Murray, 1898. — С. 362.
  25. ↑ 1 2 Johnson H. L., Morgan W. W. Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas (англ.) // The Astrophysical Journal / E. Vishniac — IOP Publishing, 1953. — Vol. 117. — P. 313–352. — ISSN 0004-637X; 1538-4357 — doi:10.1086/145697
  26. ↑ Kinman T., Castelli F. The determination of Teff for metal-poor A-type stars using V and 2MASS J, H and K magnitudes (англ.) // Astronomy and Astrophysics / 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
  27. ↑ 1 2 Vasil'Yev I. A., Merezhin V. P., Nalimov V. N., Novosyolov V. A. On the variability of Vega (англ.) // Information Bulletin on Variable Stars — Konkoly Observatory, 1989. — Iss. 3308. — P. 1–2. — ISSN 0374-0676; 1587-2440; 1587-6578
  28. ↑ 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 (англ.) // The Astrophysical Journal / E. Vishniac — IOP Publishing, 2005. — Vol. 628, Iss. 1. — P. 487—500. — 14 p. — ISSN 0004-637X; 1538-4357 — doi:10.1086/430819 — arXiv:astro-ph/0504086
  29. ↑ С. Б. Попов. Диск вокруг Веги. Астронет. Астронет (7 апреля 2005). Дата обращения: 26 апреля 2009. Архивировано 12 января 2011 года.
  30. ↑ 1 2 3 Song I., Weinberger A. J., Becklin E. E., Zuckerman B., Chen C. M-Type Vega-like Stars (англ.) // The Astronomical Journal / J. G. III, E. Vishniac — New York City: IOP Publishing, AAS, 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
  31. ↑ Wilner D. J., Holman M. J., Kuchner M. J., Ho P. T. P. Structure in the Dusty Debris around Vega (англ.) // The Astrophysical Journal / E. Vishniac — IOP Publishing, 2002. — Vol. 569, Iss. 2. — P. 115–119. — ISSN 0004-637X; 1538-4357 — doi:10.1086/340691 — arXiv:astro-ph/0203264
  32. ↑ 1 2 Wyatt M. C. Resonant Trapping of Planetesimals by Planet Migration: Debris Disk Clumps and Vega’s Similarity to the Solar System (англ.) // The Astrophysical Journal / 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
  33. ↑ Куликовский П. Г. Справочник любителя астрономии / под ред. В. Г. Сурдин — 6 — М.: Эдиториал УРСС, 2009. — С. 31. — ISBN 978-5-397-00097-0
  34. ↑ 1 2 3 А. И. Дьяченко. Планетная система Веги. Астронет. Астронет. Дата обращения: 18 апреля 2009. Архивировано 17 декабря 2011 года.
  35. ↑ Hentschel P. D. K. Mapping the Spectrum (англ.): Techniques of Visual Representation in Research and Teaching — 2002. — ISBN 0-19-850953-7 — doi:10.1093/ACPROF:OSO/9780198509530.001.0001
  36. ↑ 1 2 Fernie J. D. The Historical Search for Stellar Parallax (англ.) // Journal of the Royal Astronomical Society of Canada — RASC, 1975. — Vol. 69. — P. 222—239. — ISSN 0035-872X
  37. ↑ Mapping the Sky (англ.): Past Heritage and Future Directions / S. Débarbat, J. A. Eddy — Springer Science+Business Media, 1988. — ISBN 90-277-2810-0
  38. ↑ Anonymous. The First Parallax Measurements. Astroprof (28 июня 2007). Дата обращения: 21 февраля 2008. Архивировано 25 января 2012 года.
  39. ↑ 1 2 3 4 5 Зигель Ф. Ю. Сокровищница звёздного неба — М.: Наука, 1987.
  40. ↑ Garfinkle R. A. Star-Hopping (англ.): Your Visa to Viewing the Universe — Cambridge University Press, 1997. — ISBN 0-52-159889-3
  41. ↑ Cochran A. L. Spectrophotometry with a self-scanned silicon photodiode array. II - Secondary standard stars (англ.) // The Astrophysical Journal: Supplement Series — AAS, 1981. — Vol. 45. — P. 83–96. — ISSN 0067-0049; 1538-4365 — doi:10.1086/190708
  42. ↑ Gautschy A., Saio H. Stellar Pulsations Across the HR Diagram: Part 1 (англ.) // Annual Review of Astronomy and Astrophysics / S. Faber, E. v. Dishoeck, R. Kennicutt, L. Goldberg, G. Burbidge, R. Blandford — Annual Reviews, 1995. — Vol. 33, Iss. 1. — P. 75—113. — ISSN 0066-4146; 1545-4282 — doi:10.1146/ANNUREV.AA.33.090195.000451
  43. ↑ Hayes D. S. Stellar absolute fluxes and energy distributions from 0.32 to 4.0 microns (англ.) — Como: 1985. — Vol. 111. — P. 225–252.
  44. ↑ Harvey P. M., Wilking B. A., Joy M. On the far-infrared excess of Vega (англ.) // Nature / M. Skipper — NPG, Springer Science+Business Media, 1984. — Vol. 307, Iss. 5950. — P. 441–442. — ISSN 1476-4687; 0028-0836 — doi:10.1038/307441A0
  45. ↑ 1 2 3 4 Aufdenberg J. P., Merand A., Foresto V. C. d., Folco E. D., Ridgway S. T., Berger D. H., Brummelaar T. A. t., McAlister H. A., Sturmann J., Sturmann L. et al. First Results from the CHARA Array. VII. Long‐Baseline Interferometric Measurements of Vega Consistent with a Pole‐On, Rapidly Rotating Star (англ.) // The Astrophysical Journal / E. Vishniac — IOP Publishing, 2006. — Vol. 645, Iss. 1. — P. 664—675. — 12 p. — ISSN 0004-637X; 1538-4357 — doi:10.1086/504149 — arXiv:astro-ph/0603327
  46. ↑ Кононович Э. В., Мороз В. И. Общий курс астрономии. — 3-е изд. — Эдиториал УРСС, 2009. — С. 25. — 544 с. — ISBN 978-5-354-01183-4.
  47. ↑ Звезда кульминирует в зените, если её склонение равно широте места наблюдения[46]. Склонение Веги отличается от широт Афин и Лиссабона менее чем на градус.
  48. ↑ Энциклопедия для детей. Астрономия. — М.: Аванта, 2007.
  49. ↑ 1 2 3 Robert Burnham J. Burnham's Celestial Handbook (англ.) — Dover Publications, 1978. — Vol. 2. — ISBN 0-48-623568-8
  50. ↑ Mengel J. G., Demarque P., Sweigart A. V., Gross P. G. Stellar evolution from the zero-age main sequence (англ.) // The Astrophysical Journal: Supplement Series — AAS, 1979. — Vol. 40. — P. 733. — ISSN 0067-0049; 1538-4365 — doi:10.1086/190603
  51. ↑ Competition between the P-P Chain and the CNO Cycle. Dept. Physics & Astronomy University of Tennessee. Архивировано 25 января 2012 года.
  52. ↑ Астрономия: век XXI / Ред.-сост. В. Г. Сурдин. — 2-е изд. — Фрязино: Век 2, 2008. — С. 134—135. — ISBN 978-5-85099-181-4.
  53. ↑ Browning M. K., Brun A. S., Toomre J. Simulations of Core Convection in Rotating A‐Type Stars: Differential Rotation and Overshooting (англ.) // The Astrophysical Journal / 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
  54. ↑ Thanu Padmanabhan. Theoretical Astrophysics. — Cambridge University Press, 2002. — ISBN 0521562414.
  55. ↑ Cheng, Kwong-Sang; Chau, Hoi-Fung; Lee, Kai-Ming. Chapter 14: Birth of Stars. Nature of the Universe. Hong Kong Space Museum (2007). Дата обращения: 21 февраля 2008. Архивировано из оригинала 25 января 2012 года.
  56. ↑ 1 2 Oke J. B., Schild R. E. The Absolute Spectral Energy Distribution of Alpha Lyrae (англ.) // The Astrophysical Journal / E. Vishniac — IOP Publishing, 1970. — Vol. 161. — P. 1015–1023. — ISSN 0004-637X; 1538-4357 — doi:10.1086/150603
  57. ↑ Walsh, J. Alpha Lyrae (HR7001). Optical and UV Spectrophotometric Standard Stars. ESO (6 марта 2002). Архивировано из оригинала 4 июля 1998 года.
  58. ↑ McMahon, Richard G. Notes on Vega and magnitudes (Text). University of Cambridge (23 ноября 2005). Дата обращения: 21 февраля 2008. Архивировано 25 января 2012 года.
  59. ↑ Michelson E. The near ultraviolet stellar spectra of α Lyrae and β Orionis (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society / D. Flower — OUP, 1981. — Vol. 197, Iss. 1. — P. 57—74. — 18 p. — ISSN 0035-8711; 1365-2966 — doi:10.1093/MNRAS/197.1.57
  60. ↑ Понятов, 2021, с. 48.
  61. ↑ Schmitt, J. H. M. M. Coronae on solar-like stars (англ.) // Astronomy and Astrophysics. — EDP Sciences, 1999. — Vol. 318. — P. 215—230. Архивировано 1 июня 2016 года.
  62. ↑ Petit P., Lignières F., Wade G. A., Aurière M., Böhm T., Bagnulo S., Dintrans B., Fumel A., Grunhut J., Lanoux J. et al. The rapid rotation and complex magnetic field geometry of Vega (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2010. — Vol. 523. — P. 41–41. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201015307 — arXiv:1006.5868
  63. ↑ 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 is a rapidly rotating star (англ.) // Nature / M. Skipper — NPG, Springer Science+Business Media, 2006. — Vol. 440, Iss. 7086. — P. 896–899. — ISSN 1476-4687; 0028-0836 — doi:10.1038/NATURE04661 — PMID:16612375 — arXiv:astro-ph/0603520
  64. ↑ Проекция звезды со стороны полюсов — круг, со стороны экватора — эллипс. Поперечное сечение эллипса составляет только около 81 % поперечного сечения в районе полюсов, поэтому экваториальная область получает меньше энергии. Любая дополнительная светимость объясняется распределением температур. По закону Стефана — Больцмана, поток энергии от экватора Веги будет приблизительно на 33 % больше, чем от полюса:
  65. ↑ Quirrenbach A. Astronomy. Seeing the surfaces of stars (англ.) // Science / H. Thorp — Northern America: AAAS, 2007. — Vol. 317, Iss. 5836. — P. 325—326. — ISSN 0036-8075; 1095-9203 — doi:10.1126/SCIENCE.1145599 — PMID:17641185
  66. ↑ Antia H. M., Basu S. Determining Solar Abundances Using Helioseismology (англ.) // The Astrophysical Journal / 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
  67. ↑ Renson P., Faraggiana R., Boehm C. Catalogue of lambda Bootis candidates (англ.) // Bulletin d'Information du Centre de Données Stellaires — 1990. — Vol. 38. — P. 144. — ISSN 0242-6536
  68. ↑ Qiu H. M., Zhao G., Chen Y. Q., Li Z. W. The Abundance Patterns of Sirius and Vega (англ.) // The Astrophysical Journal / E. Vishniac — IOP Publishing, 2001. — Vol. 548, Iss. 2. — P. 953–965. — ISSN 0004-637X; 1538-4357 — doi:10.1086/319000
  69. ↑ Martinez P., Koen C., Handler G., Paunzen E. The pulsating Bootis star HD 105759 (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society / D. Flower — OUP, 1998. — Vol. 301, Iss. 4. — P. 1099–1103. — 5 p. — ISSN 0035-8711; 1365-2966 — doi:10.1046/J.1365-8711.1998.02070.X
  70. ↑ Adelman S. J., Gulliver A. F. An elemental abundance analysis of the superficially normal A star VEGA (англ.) // The Astrophysical Journal / E. Vishniac — IOP Publishing, 1990. — Vol. 348. — P. 712–717. — ISSN 0004-637X; 1538-4357 — doi:10.1086/168279
  71. ↑ Evans D. S. The revision of the general catalogue of radial velocities (англ.) // Proceedings of the International Astronomical Union / J. M. R. Espinosa — Cambridge University Press, 1967. — Vol. 30. — P. 57–62. — ISSN 1743-9221; 1743-9213
  72. ↑ Perryman, M. A. C., Lindegren L., Kovalevsky J., Hoeg E., Bastian U., Bernacca P. L., Crézé M., Donati F., Grenon M., Grewing M. et al. The HIPPARCOS Catalogue (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 1997. — Vol. 323. — P. L49—L52. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846
  73. ↑ Majewski, Steven R. Stellar Motions. University of Virginia (2006). Дата обращения: 22 февраля 2008. Архивировано 25 января 2012 года. — Собственное движение Веги определяется по формуле:
    миллисекунд дуги в год.
    где и составляющие собственного движения в прямом восхождении и, соответственно, склонении, и  — склонение.
  74. ↑ 1 2 Barrado Y. N. D. The Castor moving group. The age of Fomalhaut and Vega (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 1998. — Vol. 339. — P. 831–839. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — arXiv:astro-ph/9905243
  75. ↑ Полная скорость определяется следующей формулой:
    км/с.
  76. ↑ Tomkin J. Once and Future Celestial Kings (англ.) // Sky & Telescope — F+W Media, 1998. — Vol. 95, Iss. 4. — P. 59. — 90 p. — ISSN 0037-6604
  77. ↑ Inglis M. Observer’s Guide to Stellar Evolution (англ.): The Birth, Life, and Death of Stars — Springer Science+Business Media, 2003. — ISBN 1-85-233465-7
  78. ↑ U = −10,7 ± 3,5, V = −8,0 ± 2,4, W = −9,7 ± 3,0 км/с. Полная скорость определяется следующей формулой:
    км/с.
  79. ↑ Наука и человечество: Доступно и точно о главном в мировой науке / под ред. А. А. Логунов — М.: Знание, 1985. — С. 322. — 400 с.
  80. ↑ Harper D. A., Loewenstein R. F., Davidson J. A. On the nature of the material surrounding VEGA (англ.) // The Astrophysical Journal / E. Vishniac — IOP Publishing, 1984. — Vol. 285. — P. 808–812. — ISSN 0004-637X; 1538-4357 — doi:10.1086/162559
  81. ↑ Dent W. R. F., Walker H. J., Holland W. S., Greaves J. S. Models of the dust structures around Vega-excess stars (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society / D. Flower — OUP, 2000. — Vol. 314, Iss. 4. — P. 702–712. — 11 p. — ISSN 0035-8711; 1365-2966 — doi:10.1046/J.1365-8711.2000.03331.X
  82. ↑ Cote J. B and A type stars with unexpectedly large colour excesses at IRAS wavelengths (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 1987. — Vol. 181. — P. 77–84. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846
  83. ↑ 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. Circumstellar material in the Vega inner system revealed by CHARA/FLUOR (англ.) // Astronomy and Astrophysics / 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
  84. ↑ Girault-Rime, Marion. Vega’s Stardust. CNRS International Magazine (Summer 2006). Дата обращения: 21 февраля 2008. Архивировано 25 января 2012 года.
  85. ↑ 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. Submillimetre images of dusty debris around nearby stars (англ.) // Nature / M. Skipper — NPG, Springer Science+Business Media, 1998. — Vol. 392, Iss. 6678. — P. 788–790. — ISSN 1476-4687; 0028-0836 — doi:10.1038/33874
  86. ↑ Staff. Astronomers discover possible new Solar Systems in formation around the nearby stars Vega and Fomalhaut. Joint Astronomy Centre (21 апреля 1998). Дата обращения: 21 февраля 2008. Архивировано из оригинала 25 января 2012 года.
  87. ↑ Gilchrist, E.; Wyatt, M.; Holland, W.; Maddock, J.; Price, D. P. New evidence for Solar-like planetary system around nearby star. Royal Observatory, Edinburgh (1 декабря 2003). Дата обращения: 21 февраля 2008. Архивировано из оригинала 25 января 2012 года.
  88. ↑ Campbell B., Garrison R. F. On the inclination of extra-solar planetary orbits (англ.) // Publications of the Astronomical Society of the Pacific — University of Chicago Press, 1985. — Vol. 97. — P. 180–182. — ISSN 0004-6280; 1538-3873 — doi:10.1086/131516
  89. ↑ A giant, sizzling planet may be orbiting the star Vega Архивная копия от 9 марта 2021 на Wayback Machine, March 8, 2021
  90. ↑ Spencer A. Hurt et al. A Decade of Radial-velocity Monitoring of Vega and New Limits on the Presence of Planets Архивная копия от 16 февраля 2022 на Wayback Machine, 2021 March 2. The Astronomical Journal, Volume 161, Number 4 (arXiv Архивная копия от 11 марта 2021 на Wayback Machine)
  91. ↑ Ян Ридпат. Звёзды и планеты. — М.: Астрель, 2004. — С. 178. — ISBN 0-271-10012-X.
  92. ↑ Liming Wei; Yue, L.; Lang Tao, L. Chinese Festivals. — Chinese Intercontinental Press, 2005. — ISBN 7-5085-0836-X.
  93. ↑ John Robert Kippax. The Call of the Stars: A Popular Introduction to a Knowledge of the Starry Skies with their Romance and Legend. — G. P. Putnam’s Sons, 1919.
  94. ↑ Е. М. Мелетинский. Мифология. — Изд. 4-е, перепечатанное. — Большая российская энциклопедия, 1998. — С. 492.
  95. ↑ Mary Boyce. A History of Zoroastrianism. — N. Y.: E. J. Brill, 1996. — Vol. 1: The Early Period. — ISBN 9004088474.
  96. ↑ Tyson, Donald; Freake, James. Three Books of Occult Philosophy. — Llewellyn Worldwide, 1993. — ISBN 0-87-542832-0.
  97. ↑ Heinrich Cornelius Agrippa. De Occulta Philosophia. — 1533.

Ссылки