Вега

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
(Перенаправлено з Альфа Ліри)
Перейти до навігації Перейти до пошуку

Ѫ

У Вікіпедії є статті про інші значення цього терміна: Вега (КА).
Вега

Вега (знімок космічного телескопа Спітцера)
Дані спостереження
Епоха J2000
Сузір’я Ліра
Пряме піднесення 18h 36m 56,3s
Схилення +38° 47′ 01,0″
Видима зоряна величина (V) +0,03
Характеристики
Спектральний клас A0V
Показник кольору (B−V) 0,00
Показник кольору (U−B) −0,01
Тип змінності змінна типу δ Щита
Астрометрія
Променева швидкість (Rv) −13,5 км/c
Власний рух (μ) Пр.сх.: 201,02 мас/р
Схил.: 287,46 мас/р
Паралакс (π) 129,01 ± 0,52 мас
Відстань 25,27 св. р.
(7,751 пк)
Абсолютна зоряна
величина (MV) 		0,58
Фізичні характеристики
Маса 2,6 M☉
Радіус 2,73 R☉
Світність 51 L☉
Ефективна температура 9300 K
Металічність 63%
Обертання 12,5 годин
Вік 0,455±0,013[1] млрд. років
Інші позначення
Альфа Ліри, Alpha Lyrae, α Lyrae, 3 Lyr, HR 7001, BD +38°3238, HD 172167, SAO 67174, FK5: 699, HIP 91262, GJ 721, GCTP[en] 4293.00, LTT[en] 15486, CCDM 18369+3847, PPM 81558.
Посилання
SIMBADдані для Vega

Ве́га (від араб. النسر الواقع‎ — «шуліка, що падає») (α Ліри) — найяскравіша зоря в сузір'ї Ліри, п'ята за яскравістю зоря нічного неба, друга після Арктура в північній півкулі. Порівняно близька (25 світлових років від Землі), та, разом з Арктуром і Сіріусом, одна з найяскравіших зір.

Близько 12 000 року до н. е. Вега була поляриссимою і приблизно через 12 000 років знову стане нею (внаслідок прецесії). Вона була першою зорею (після Сонця), в якої сфотографували спектр, та однією з перших зір, відстань до якої виміряли за допомогою паралаксу.

Українська народна назва Веги — Ткаля. У ніч на Івана Купала вона зустрічається з Альтаїром — Пастухом[джерело?].

Етимологія[ред. | ред. код]

Назва «Вега» (Wega[2], пізніше Vega) походить від приблизної транслітерації слова waqi («той, що падає») з фрази араб. النسر الواقع‎ (an-nasr al-wāqi‘), яка означає "орел, що падає"[3] або «гриф, що падає»[4]. Сузір'я Ліри представляли у вигляді грифа в стародавньому Єгипті[5] або у вигляді орла чи грифа в давній Індії[6][7]. Арабська назва увійшла в європейську культуру після вживання в астрономічних таблицях, які було розроблено в 1215-1270 роках за наказом Альфонсо X[8]. Імовірно, асоціація Веги і всього сузір'я з хижим птахом мала в давнину свою міфологічну основу, проте цей міф був забутий, і заміщений пізнішою легендою про шуліку, який за наказом Зевса викрав тіло німфи Кампи в титана Бріарея, і за цю послугу господар його помістив на небо[9].

Короткий опис основних характеристик Веги[ред. | ред. код]

Вега, яку астрономи іноді називають «напевно, найважливішою зорею після Сонця», нині є найбільш вивченою зорею нічного неба[10]. Вега стала першою зорею (після Сонця), яку сфотографовано[11], а також першою зорею, у якої визначено спектр випромінювання[12]. Також Вега була однією з перших зір, до якої методом паралаксу визначено відстань[13]. Яскравість Веги довгий час приймали за нуль під час вимірювання зоряних величин, тобто вона була точкою відліку і була однією із шести зір, які лежать в основі шкали UBV-фотометрії (вимірювання випромінювання зорі в різних діапазонах спектру)[14].

Вега і Сонце на діаграмі Герцшпрунга—Рассела

Вега — порівняно молода зоря з низькою, у порівнянні з Сонцем, металічністю, тобто з малим вмістом елементів важчих за гелій[15]. Також Вега, імовірно, є змінною зорею, хоча це й не доведено. Можлива причина змінності — нестабільність у надрах[16].

Вега дуже швидко обертається навколо своєї осі, на її екваторі швидкість обертання досягає 274 км/с. Для порівняння, швидкість обертання на екваторі Сонця трохи більш за два кілометри на секунду (7284 км/год). Вега обертається в сто разів швидше, внаслідок чого має форму еліпсоїда обертання. Температура її фотосфери неоднорідна: максимальна температура — на полюсі зорі, мінімальна — на екваторі. Нині до Землі Вега обернена майже точно полюсом, і тому вона здається яскравою біло-блакитною зорею.

Взявши до уваги значення інтенсивності інфрачервоного випромінювання Веги, яке значно вище, ніж мало бути у неї теоретично, вчені дійшли висновку про наявність навколо Веги пилового диска, який обертається навколо неї і розігрівається випромінюванням зорі. Цей диск утворився, швидше за все, внаслідок зіткнення астероїдних або кометних тіл. Аналогічний пиловий диск у Сонячній системі пов'язаний з поясом Койпера[17].

Вега є прототипом так званих «інфрачервоних зір» — зір, у яких є диск із пилу й газу, що випромінює в інфрачервоному діапазоні під дією енергії зорі. Ці зорі називаються «Вега-подібні зорі»[18].

Останнім часом в диску Веги виявлено несиметричності, що вказують на можливу наявність біля Веги принаймні однієї планети, розмір якої може приблизно дорівнювати розміру Юпітера[19][20].

Історія вивчення[ред. | ред. код]

Сузір'я Ліри в атласі «Уранометрія». Вега зображена в дзьобі орла, який тримає ліру.

Один із розділів астрономії — астрофотографія, або фотографування через телескопи небесних об'єктів, почав розвиватися в 1840 році, коли астроном Джон Вільям Дрейпер сфотографував Місяць за допомогою дагеротипії[21]. Першою сфотографованою зорею стала Вега. Вночі з 16 на 17 липня 1850 року в обсерваторії Гарвардського коледжу зроблено перший знімок зорі, також за допомогою дагеротипії[11][22]. 1872 року Генрі Дрейпер отримав перші (після Сонця) фотографії спектра Веги і вперше показав лінії поглинання в цьому спектрі[12].

1879 року Вільям Гаґґінс використовував фотографії спектра Веги і ще дванадцяти схожих зір, щоб визначити «дванадцять сильних ліній», які є спільними для цього класу зір. Пізніше ці лінії було визначено як лінії водню (серія Бальмера)[23].

Відстань до Веги можна визначити за її паралаксом відносно нерухомих зір під час руху Землі по орбіті навколо Сонця. Першим паралакс Веги визначив Василь Струве 1837 року. Використовуючи 9-дюймовий рефрактор на екваторіальному монтуванні і нитяний мікрометр, виготовлені Фраунгофером, Струве отримав значення 0,125 кутової секунди[24], що дуже близько до сучасного значення. Але Фрідріх Бессель, який визначив відстань до зорі 61 Лебедя, скептично оцінив отримані Струве дані, змусивши того відмовитися від первісної оцінки. Струве переглянув свою точку зору і після нових підрахунків отримав майже вдвічі більший паралакс (0,2169±0,0254")[24]. Це поставило під сумнів перший результат Струве. Таким чином, більшість астрономів, зокрема й сам Струве, першим визначником відстані до зорі вважали Бесселя.

Нині паралакс Веги оцінюють у 0,129"[25][26].

Яскравість усіх зір вимірюється за стандартною логарифмічною шкалою, причому чим яскравіша зоря, тим менша її зоряна величини. Найтьмяніші зорі, які доступні спостереженню неозброєним оком, мають шосту зоряну величину, тоді як блиск Сіріуса, найяскравішої зорі нічного неба, дорівнює -1,47. За точку відліку цієї шкали астрономи спочатку обрали Вегу: її зоряну величину вважали нульовою[27][28].

Таким чином, упродовж багатьох років Вега слугувала для калібрування фотометричної шкали та була точкою відліку для вимірювання зоряних величин. Але від такого початку шкали відмовилися, коли з'ясувалося, що Вега є пульсуючою змінною типу δ Щита[29]. Однак для візуальних спостережень Вегу й досі можна вважати еталоном нульової зоряної величини: при спостереженні в стандартній смузі V фотометричної системи UBV, величина Веги дорівнює 0,03m, що на око неможливо відрізнити від нуля[30]. У цій фотометричній системі визначаючи блиск зір застосовують три світлофільтри — ультрафіолетовий (англ. ultraviolet), синій (англ. blue) і жовтий (англ. yellow). Вони позначаються літерами U, B і V відповідно. Вега була однією із шести зір класу А0V, яку використовували під час розробки цієї фотометричної системи. Зоряні величини в усіх трьох смугах визначаються таким чином, щоб для Веги (і подібних до неї білих зір) вони були однаковими: U = B = V[14].

Фотометричні вимірювання Веги в 1920-х роках показали, що її блиск не постійний, а дещо мінливий. Зміни блиску були дуже малі, ±0,03 величини, і тому тривалий час астрономи не знали, є Вега змінною чи постійною зорею — техніка того часу була надто недосконалою. Пізніші вимірювання 1981 року в обсерваторії ім. Девіда Данлепа, показали таку саму, як і у 1930-х, слабку змінність блиску. Після спроби віднести Вегу до якогось конкретного класу змінних зір було висловлено припущення, що Вега робить неправильні низькоамплітудні пульсації, аналогічні до тих, які має δ Щита[31].

Це одна з категорій змінних зір, зміни блиску яких зумовлені власними пульсаціями через нестійкість в надрах зорі[32]. Однак змінність Веги як і раніше спірна — інші астрономи не виявили жодних змін у блиску Веги, хоча вона належить до типу зір, серед яких зустрічається змінність. Тому дуже ймовірно, що нездатність зареєструвати зміну блиску Веги зумовлена недосконалістю обладнання або систематичними помилками у вимірюваннях[16][33]. У статті 2007 року проаналізовано ці та інші результати й зроблено висновок, що «консервативний аналіз результатів показує, що Вега з високою ймовірністю є змінною зорею, у якої блиск змінюється на 1-2 %, з можливими випадковими відхиленнями до 4 % від середньої величини»[34]. Стаття за 2011 рік підтверджує висновок про змінність з формулюванням «довгострокову (рік за роком) змінність Веги підтверджено»[35].

Вега була першою зорею, у якої виявили пиловий диск. Це відкриття зроблено 1983 року за допомогою космічної інфрачервоної обсерваторії (IRAS)[22][36].

2006 року за допомогою оптичної інтерферометрії з довгою базою дослідники виявили асферичність Веги[37].

Спостереження[ред. | ред. код]

Криві блиску найяскравіших зір неба з плином часу (Сіріуса, Канопуса, Толімана, Арктура, Веги, Проціона, Альтаїра).
Знаменитий «Літній трикутник». Це найпомітніший астеризм у Північній півкулі влітку, восени і ранньою зимою[27]. Вега є однією з його вершин.

Вега - зоря північної півкулі і має нині схилення 38°48'. Її можна побачити майже в будь-якій точці Землі, крім Антарктиди і самого півдня Південної Америки, аж до 51° південної широти. У Північній півкулі, на північ від 51° пн. ш., Вега ніколи не перетинає лінію горизонту, а на приполярних і полярних широтах Північної півкулі її видно цілий рік. Точку зеніту Вега проходить приблизно на широті Афін. На широті Москви Вега не заходить і не перетинає лінію горизонту, проте взимку через низьке положення Веги над горизонтом її можна побачити тільки під ранок або відразу після заходу Сонця[38].

Найкращий сезон для спостереження Веги — літо. Вона утворює одну з вершин «Літньо-осіннього трикутника» і, поряд з Денебом і Альтаїром, утворює цей відомий астеризм, який видно в Північній півкулі, на екваторі і в низьких широтах південної півкулі (до широт 40°).

У середніх широтах північної півкулі влітку Вегу видно неподалік зеніту. Вона кульмінує 1 липня опівночі, коли настає її максимальне кутове розходження з Сонцем. Саме в цей час створюються найкращі умови для спостереження Веги з Землі, як у Північній, так і в Південній півкулі (у низьких та помірних широтах Південної півкулі)[39].

З плином часу північне схилення Веги збільшується, у міру наближення зорі до небесного Північного полюса в результаті прецесії Землі — приблизно через 12 тис. років — Вега стане поляриссимою Північної півкулі. Цією зорею Вега була за 13 тисяч років до н. е., і буде в 14 000 році н. е. У цей період Вега буде наближено вказувати на північ, а вигляд неба значно зміниться — на широтах Харкова буде видно південні сузір'я, такі як Південний Хрест, Центавр, Муха, Вовк. Сто тисяч років тому найяскравішою зорею неба був Канопус; нині це Сіріус, проте Вега була і буде однією з найяскравіших зір неба, причому в майбутньому її блиск зросте. Також у майбутньому збільшиться й блиск Альтаїра — іншої яскравої зорі астеризма «Літньо-осінній трикутник»[27].

Фізика[ред. | ред. код]

Спектр Веги в діапазоні 3820—10 200 Å. У лівій частині видно інтенсивні лінії водню, у правій — лінії оксигену і води земного походження.

Вега є зорею головної послідовності і має спектральний клас A0V, тобто є білою зорею головної послідовності. Основне джерело енергії зорі — термоядерна реакція синтезу гелію з водню в надрах при високій температурі. Оскільки масивні зорі витрачають водень швидше, ніж малі, то тривалість життя Веги становитиме, за підрахунками науковців, один мільярд років, що становить одну десяту тривалості життя Сонця[40].

На відміну від Сонця, основним джерелом енергії на Везі є не протон-протонна реакція, а так званий CNO-цикл синтезу атомів гелію з атомів водню за допомогою посередників — вуглецю, азоту і кисню. Для цього необхідна температура 16 мільйонів кельвінів[41]. Це вище, ніж температура в надрах Сонця, але цей спосіб є одночасно і більш ефективним, ніж протон-протонна реакція. Цей цикл дуже чутливий до температури, тому перенесення тепла з надр зорі здійснюється не випромінюванням, а конвекцією[42]. Тому у Везі зона променистого переносу розташована над конвективною, тоді як у Сонці — навпаки[43][44][45].

Енергетичний потік від Веги точно виміряно різними способами і використовується як еталон. Так, на довжині хвилі 548 нм щільність потоку становить 3650 Ян (±2 %)[46]. Вега має відносно плоский електромагнітний спектр на видимій ділянці (350-800 нанометрів), де щільність потоку становить 2000-4000 Ян[47]. В інфрачервоній частині спектру щільність потоку мала і дорівнює близько 100 Ян при довжині хвилі 5 мікрометрів[48]. У спектрі зорі домінують лінії поглинання водню[46]. Лінії інших елементів є відносно слабкими, з них найбільшими є лінії іонізованого магнію, заліза та хрому[49].

Випромінювання Веги в рентгенівському діапазоні незначне, що свідчить про те, що у Веги дуже слабка або взагалі відсутня корона[50].

Еволюція зорі[ред. | ред. код]

Вега утворилася приблизно 350-510 мільйонів років тому, вона значно старша за Сіріус, вік якого оцінюють у 240 мільйонів років. Враховуючи досить високу світність Веги (у порівнянні з Сонцем), дослідники припускають, що тривалість перебування Веги на стадії головної послідовності становитиме приблизно 1 мільярд років, після чого Вега стане субгігантом і, нарешті, червоним гігантом. Останньою стадією еволюції Веги стане скидання її оболонок і перетворення на білий карлик. Надновою Вега стати не зможе, їй не вистачить маси, оскільки для цього необхідна маса принаймні 5 мас Сонця. У такому вигляді, як нині, Вега проіснує ще близько 500 мільйонів років, до того як у неї скінчиться водневе паливо. Іншими словами, Вега перебуває, як і Сонце, в середині свого життя[31][27].

Обертання[ред. | ред. код]

Порівняння розмірів Веги та Сонця. Вега не лише більша за Сонце, але й яскравіша, і масивніша. Зверніть увагу на приплюснутість Веги.

Виміряний за допомогою інтерферометра, радіус Веги за оцінками становить 2,73 ± 0,01 радіуса Сонця, що на 60 % більше, ніж радіус Сіріуса. Тоді як за теоретичними розрахунками він повинен лише на 12 % перевищувати радіус Сіріуса.

Було запропоновано, що таку аномалію могла викликати велика швидкість обертання зорі навколо своєї осі. Тобто Вега, на відміну від більшості зір, має не форму кулі, а форму еліпсоїда обертання, і нині її видно з Землі практично або повністю з боку полюса. Телескоп CHARA підтвердив це припущення[37].

Від прямого звернення до Землі полюс відхилений лише на п'ять градусів. Швидкість обертання на екваторі у Веги досягає 274 км/с (а період обертання навколо своєї осі дорівнює 12,5 години)[51]. Швидкість обертання зорі — 93 % першої космічної. Якщо б швидкість обертання перевищувала 293 кілометри на секунду, то Вега б зруйнувалася внаслідок відцентрових сил.

Таке швидке обертання Веги призвело до її еліпсоподібної форми, її екваторіальний діаметр на 23 % перевищує полярний. Полярний радіус дорівнює 2,26 ± 0,07 радіуса Сонця, тоді як екваторіальний — 2,78 ± 0,02 радіуси Сонця[52].

Прискорення вільного падіння на Везі також значною мірою залежить від широти, тому температура поверхні на Везі сильно відрізняється. За теоремою фон Цейпеля, світність зір в районі полюсів вища. Це призводить до різниці температур між полюсами і екватором. В районі полюса вона дорівнює 9695 ± 20 К, тоді як поблизу екватора — на 2400 К менша[51].

Якби ми бачили Вегу з екватора, то вона здалася б вдвічі тьмянішою[10][53].

Температурна різниця також може означати наявність конвективної зони навколо екватора[37].

Якби Вега була сферично симетричною зорею з повільним обертанням, то її яскравість була б еквівалентною 57-ми світностям Сонця. Ця яскравість значно перевищує світність типової зорі з такою масою. Таким чином, виявлення швидкого обертання Веги дозволило усунути цю суперечність, і повна болометрична світність Веги перевищує сонячну лише в 37 разів[37].

Вегу тривалий час використовували як еталонну зорю для калібрування телескопів. Знання про швидкість обертання Веги і знання того кута, під яким ми її бачимо, допомогло налаштувати інтерферометри щодо цієї зорі, і тепер діаметр зірки точно виміряний[54].

Металічність[ред. | ред. код]

У фотосфері Веги мало елементів важчих за гелій — лише 32 % від аналогічного показника на Сонці. Для порівняння, у фотосфері Сіріуса міститься втричі більше металів, ніж на Сонці. Сонце містить досить багато елементів, важчих за гелій. Їх вміст оцінюють величиною 0,0172 ± 0,002 від загальної маси[55] (тобто Сонце приблизно на 1,72 відсотка складається з важких елементів). Вега ж містить лише 0,54 % важких елементів.

Незвично низька металічність Веги дозволяє віднести Вегу до зір типу λ Волопаса[56][57].

Причина такої низької металічності для Веги (та деяких інших подібних зір спектрального класу A0-F0) залишається незрозумілою.

Можливо, це обумовлено втратою маси зорі, однак цей процес починається лише наприкінці життя зорі — коли в ній закінчується водневе паливо. Іншою можливою причиною може бути формування Веги з газопилової хмари з надзвичайно низьким вмістом металів[58].

Спостережуване співвідношення між гелієм та воднем у Веги приблизно на 40 % менше, ніж у Сонця. Це може бути спричинено зникненням конвективної зони гелію поблизу поверхні. Енергія з надр зорі передається замість конвекції з допомогою електромагнітного випромінювання, і це може бути причиною аномалій. Також причиною таких аномалій може бути дифузія[59].

Рух у просторі[ред. | ред. код]

Радіальна швидкість Веги — складова руху зорі вздовж променя зору спостерігача.

Для зір і галактик однією з найважливіших характеристик є зміщення їхнього спектру. Якщо спектр зорі або галактики зміщений до червоної частини спектру, (червоний зсув), то ця зоря чи галактика віддаляються від спостерігача, і чим більший червоний зсув у спектрі, тим швидше віддаляється об'єкт спостереження. Хоча для зір це явище не настільки значне, але іншого способу обчислити швидкість руху зір відносно Землі немає. Точні вимірювання червоного зсуву Веги дали результат у -13,9 ± 0,9 км/с[60]. Знак мінус вказує на рух зорі до Землі.

Внаслідок власного руху зір Вега поступово пересувається на тлі інших зір, настільки віддалених від Землі, що вони здаються нерухомими — їхній власний рух настільки малий, що ним нехтують.

Ретельні вимірювання положення зорі дозволили виміряти власний рух Веги. Власний рух Веги за рік становить 202,03 ± 0,63 мілісекунди дуги за прямим піднесенням і 287,47 ± 0,54 мілісекунди дуги за схиленням[61].

Повний власний рух Веги дорівнює 327,78 мілісекунди дуги на рік. За 11 тис. років Вега пересувається по небесній сфері приблизно на градус[62].

Відносно сусідніх зір швидкість Веги становить: по координаті U = -16,1 ± 0,3 км/с, по координаті V = -6,3 ± 0,8 км/с, і по координаті W = -7,7 ± 0,3 км/с[63]. Повна швидкість Веги дорівнює 19 кілометрів на секунду[64] — з приблизно такою ж швидкістю рухається в просторі Сонце відносно сусідніх зірок.

Хоча нині Вега лише п'ята за яскравістю зоря неба, але з плином часу її блиск повільно зростатиме через наближення до Сонячної системи. Приблизно через 210 тисяч років Вега стане найяскравішою зорею неба. Ще через 70 тисяч років її блиск досягне максимуму -0,81m. Загалом, Вега буде найяскравішою зорею впродовж 270 тисяч років[65].

Досліджуючи інші зорі, схожі за віком і властивостями на Вегу, а також ті, які рухаються подібним до неї чином, астрономи зарахували Вегу до так званої групи Кастора. Ця невелика група містить близько 16 зір, дуже схожих на Вегу. До неї належать такі об'єкти: α Lib, α Цефея, Кастор, Фомальгаут і Вега. Всі ці зорі рухаються в просторі майже паралельно одна до одної й з однаковою швидкістю. Колись всі вони сформувалися в одному місці і в один час, а потім стали гравітаційно-незалежними, але як і у випадку Сіріуса, астрономи знайшли свідчення існування цієї групи в минулому[66].

За підрахунками вчених, група утворилася близько 100-300 мільйонів років тому, і зорі цієї групи рухаються приблизно з однаковою швидкістю — десь 16,5 кілометра на секунду[63][67].

Планетна система[ред. | ред. код]

Надлишок інфрачервоного випромінювання[ред. | ред. код]

Одним з перших серйозних досягнень у роботі інфрачервоної астрономічної обсерваторії IRAS була реєстрація значного перевищення потоку інфрачервоного випромінювання від Веги в порівнянні з очікуваним. Підвищену інтенсивність випромінювання було виявлено на довжинах хвиль 25, 60 і 100 мікрометрів, і ці хвилі випромінювала ділянка, що має кутовий радіус десять кутових секунд, що відповідає джерелу випромінювання діаметром 80 а. о. Було запропоновано, що джерелом випромінювання є дрібні частинки, які обертаються навколо Веги та мають діаметр не менш одого міліметра й температуру близько 85 К[68]. Частинки меншого діаметра будуть видуватися з системи світловим тиском або впадуть на зорю внаслідок ефекту Пойнтінга — Робертсона[69]. Цей ефект пов'язаний з тим, що теплові фотони, які перевипромінюються частинками пилу,  анізотропні в системі відліку, нерухомій відносно зорі — переважає перевипромінювання в напрямку руху порошинки. У результаті порошинка втрачає момент імпульсу і по спіралі падає на зорю, а наблизившись до неї — випаровується. Цей ефект тим більш суттєвий, чим ближче перебуває порошинка до зорі[22].

Пізніші вимірювання потоку від Веги електромагнітного випромінювання з довжиною хвилі 193 мікрометри показали, що він слабший, ніж очікувалося. Це означало, що розмір пилових частинок — 100 мікрометрів або менше. Побудована на основі цих спостережень модель передбачала, що ми спостерігаємо пиловий диск навколо зорі радіусом 120 а.о. майже зверху, бо дивимося на Вегу практично з полюса. Крім того, в центрі цього диска є дірка радіусом майже 80 астрономічних одиниць. У центрі цієї дірки перебуває Вега[70].

Після виявлення аномального випромінювання Веги були відкриті й інші подібні зорі. На 2002 рік зареєстровано близько 400 «Вега-подібних» зір[18], серед яких Денебола, Бета Живописця, Фомальгаут, Епсилон Ерідана та ін[71]. Висловлено припущення, що ці зорі можуть стати ключем до розгадки походження Сонячної системи[18].

Пиловий диск[ред. | ред. код]

Зіткнення двох масивних небесних тіл неподалік від Веги як його бачить художник. Подібні зіткнення могли викликати утворення навколо Веги пилового диска.

1983 року космічна обсерваторія IRAS виявила інфрачервоне випромінювання на ділянці розміром близько 140 а.о. навколо Веги. Випромінює диск, який складається з пилових і крижаних часток і нагрівається зорею[72].

2005 року космічний телескоп «Спітцера» отримав зображення Веги, а також пил навколо неї, в інфрачервоному спектрі, оскільки пил вільно пропускає інфрачервоне випромінювання. Вважається, що на відстані 86—200 а.о. від Веги розташована хмара, подібна до поясу Койпера в Сонячній системі, а невеликі частинки «вимітаються» звідти випромінюванням зорі[73].

Було показано, що різні частини пилового диска — джерела випромінювання різної довжини хвилі. На довжині хвилі 24 мікрометри диск має розмір 43 кутові секунди, що відповідає відстані від Веги до нього 330 а.о, на 70 мікрометрах — 70 кутових секунд (543 а. о.), а на 160 мікрометрах — 105 кутових секунд (815 а. о.). Ці широкі й далекі від зорі частини складалися з дрібних частинок розміром від 1 до 50 мікрометрів у діаметрі. Відстань внутрішньої межі пилу від зорі становить за оцінками 71-102 а. о. або 11±2 кутових секунди. Така чітка межа диска виникла завдяки тому, що Вега своїм випромінюванням відштовхує частинки пилу, водночас утримуючи пиловий диск за рахунок тяжіння, тому пиловий диск відносно стабільний[17].

Загальна маса пилу в диску становить 0,003 маси Землі, що відповідає об'єкту радіусом близько 1000 км. Передбачають, що руйнування і перетворення на пил такої маси тіла в результаті зіткнення малоймовірне. Більш вірогідним видається утворення завдяки зіткненням об'єктів меншої маси, які запустили каскад дроблення, стикаючись з іншими аналогічними об'єктами[17].

Час існування без підживлення новим матеріалом подібних пилових структур — не більш як 10 млн років. Якщо не відбувається нових зіткнень, то вони поступово припиняють своє існування[17].

Спостереження інфрачервоного телескопа CHARA (обсерваторія Маунт-Вілсон) у 2006 році підтвердили наявність другого пилового диска навколо Веги, приблизно на відстані 8 а. о. від зорі (близько 1 млрд км). Цей пил аналогічний до сонячного поясу астероїдів, або ж є результатом інтенсивних зіткнень між кометами або метеоритами, але може бути планетою в процесі формування[74]. Можливо, пил із цього диска є причиною передбачуваної змінності Веги[75]

Можлива планетна система[ред. | ред. код]

Пиловий диск Веги в штучних кольорах. Видно відкриту асиметрію. Положення зорі позначене «∗», «+» вказує на положення гіпотетичної планети.

Спостереження за допомогою телескопа імені Джеймса Клерка Максвелла, здійснені 1997 року, виявили навколо Веги так званий «довгастий яскравий центральний регіон», який розташовувався на відстані 9 кутових секунд (70 а. е.) від Веги у напрямку на північний схід. Науковці припустили, що це або збурення диска гіпотетичною екзопланетою, або що на орбіті навколо Веги перебував якийсь небесний об'єкт, цілком оточений пилом. Однак зображення, отримані з телескопа «Кек» на Гаваях, привели вчених до висновку, що мова йде про дуже велику хмару пилу і газу, яка розташована навколо Веги, і що це, очевидно, протопланетний диск, а маса об'єкта, який з нього формується — 12 мас Юпітера, що відповідає легкому коричневому карлику або субкоричневому карлику. До висновку, що планети Веги перебувають у процесі формування, дійшли астрономи з Каліфорнійського університету в Лос-Анджелесі (UCLA)[76][77].

2003 року висунуто іншу, схожу пропозицію — про наявність навколо Веги планети (можливо, кількох планет) з масою Нептуна, які мігрували з відстані 40 а. о. від зорі до 65. о. приблизно 50 мільйонів років тому[20]. Використовуючи коронограф телескопа «Субару» на Гавайських островах у 2005 році, астрономи зуміли обмежити верхню межу маси планети(и) Веги 5-10 масами Юпітера. До того ж астрономи припустили, що крім цих гіпотетичних планет-гігантів у системі Веги можуть існувати і планети земної групи. Імовірно, що площина орбіт планет Веги, швидше за все, лежатиме поблизу екваторіальної площини зорі[78][79].

З погляду спостерігача, який веде спостереження з якоїсь із гіпотетичних планет Веги, Сонце перебуватиме в сузір'ї Голуба, і матиме видиму зоряну величину 4,3 m. Неозброєним оком зорю такого блиску на Землі можна було б побачити в ясну, хорошу зоряну ніч, для цього особливої гостроти зору не потрібно[27].

Найближче оточення зорі[ред. | ред. код]

На відстані в межах 10 світлових років від Веги розташовані такі зорі:

Зоря Спектральний клас Відстань, св. років
G 184-19 M4,5 V / M4,5 V 6,2
μ Геркулеса G5 IV / M3V / M4 7,3
G 203-47 M3,5 V 7,4
BD+43 2796 M3,5 V 7,8
BD+45 2505 M3 V / M3,5 V 8,2
AC+20 1463-148 A M2 V—VI 9,3
AC+20 1463-148 B M2 V—VI 9,7

Вега в міфах народів світу[ред. | ред. код]

Вега — одна з найяскравіших зір на небосхилі і здавна привертала увагу стародавніх народів, які наділяли її міфологічними властивостями. Ще ассирійці називали Вегу «Даян-сейм», що в перекладі українською означає «суддя неба». Аккадці назвали її «Тір-анна», або «життя небес». Вавилонський Дильган («посланець світла») міг бути пов'язаний з Вегою[39]. Стародавні греки вважали, ромбик з чотирьох зір, що розташований поряд з Вегою,  лірою, яку створив Гермес і згодом Аполлон передав музиканту Орфею, ця назва сузір'я поширена й сьогодні[80].

Зображення Ню-лана (Альтаїра) з дітьми та Чжі-нюй (Веги); епоха Цін.

У китайській міфології існує любовна історія Ці Сі (кит. спр. 七夕, піньїнь: qī xī), в якій Ню-лан (зоря Альтаїр), Пастух, і його двоє дітей (β і γ Орла) навіки розлучитися з рідною матір'ю, небесною ткалею Чжі-нюй (Вегою), яка перебуває на іншому березі річки — Чумацького Шляху[81]. Японський фестиваль Танабата також заснований на цій легенді[82]. Стародавні інгушські міфи пояснюють походження Веги, Денеба та Альтаїра, які утворюють на небі трикутник, легендою про доньку бога грому і блискавки Села, дівчиною надзвичайної краси, що вийшла заміж за небожителя. Згідно з цією легендою, вона підготувала з тіста трикутний хліб і засунула його в попіл з вуглинками, щоб він випікся. Поки вона ходила за соломою, два кути хліба згоріли, уцілів лише один. І тепер на небі видно три зорі, з яких одна (Вега) набагато яскравіша за дві інші[83]. В зороастризмі Вегу часом пов'язують Ванантом, маленьким божеством, чиє ім'я означає «завойовник»[84].

У Римській імперії момент, коли Вега перетинала лінію горизонту перед сходом Сонця, вважався початком осені. [2].

Середньовічні астрологи вважали Вегу однією з 15 обраних зір, вплив яких на людство був найбільшим[85]. Агріппа Неттесгеймський для позначення Веги використовував кабалістичний символ з підписом лат. Vultur cadens, дослівним перекладом арабської назви[86]. Зорю уособлювали камінь хризоліт і рослина чабер. Крім імені «Вега», різні астрологи Середньовіччя називали цю зорю «Вагні», «Вагнієхом» і «Векою»[39].

Вега в літературі[ред. | ред. код]

Вега неодноразово згадується у творах науково-фантастичної літератури.

Зокрема, у романі Е. Гамільтона «Місто на краю світу» (City at World's End, 1951) на четвертій планеті системи Веги (Вега-4) містився центр галактичної Федерації і новий осередок життя людей, які залишили непридатну для життя Землю.

У романі І. Єфремова «Туманність Андромеди» (1958) до Веги було скеровано 34-ту зоряну експедицію зорельоту «Парус», яка виявила тільки чотири незаселені планети.

Див. також[ред. | ред. код]

Примітки[ред. | ред. код]

  1. ↑ Jinmi Yoon and Deane M. Peterson and Robert L. Kurucz and Robert J. Zagarello (2010). A New View of Vega's Composition, Mass, and Age. The Astrophysical Journal. 708 (1): 71. doi:10.1088/0004-637X/708/1/71.
  2. ↑ а б Richard Hinckley Allen. Star Names: Their Lore and Meaning. — Courier Dover Publications, 1963. — ISBN 0-48-621079-0.
  3. ↑ Cyril Glasse. Astronomy // The New Encyclopedia of Islam. — Rowman Altamira, 2001. — ISBN 0-75-910190-6.
  4. ↑ Harper, Douglas. (November, 2001). Vega. Online Etymology Dictionary. Архів оригіналу за 25 січня 2012. Процитовано 21 лютого 2008.
  5. ↑ Gerald Massey. Ancient Egypt: the Light of the World. — Adamant Media Corporation, 2001. — ISBN 1-4021-7442-X.
  6. ↑ 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.
  7. ↑ Deborah Houlding. (December, 2005). Lyra: The Lyre. Skyscript. Архів оригіналу за 25 січня 2012. Процитовано 21 лютого 2008.
  8. ↑ 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.
  9. ↑ Ліра. Вони над нами доверху ногами: Міфологія сузір'їв. Архів оригіналу за 25 січня 2012. Процитовано 3 листопада 2016.(рос.)
  10. ↑ а б Gulliver, Austin F.; Hill, Graham; Adelman, Saul J. (1994). Vega: A rapidly rotating pole-on star. The Astrophysical Journal. 429 (2): L81—L84. doi:10.1086/187418. Архів оригіналу за 29 лютого 2008. Процитовано 21 лютого 2008.
  11. ↑ а б Holden, Edward S.; Campbell, W. W. (1890). Photographs of Venus, Mercury and Alpha Lyræ in Daylight. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 2 (10): 249—250. doi:10.1086/120156. Архів оригіналу за 29 лютого 2008. Процитовано 21 лютого 2008.
  12. ↑ а б Barker, George F. (1887). On the Henry Draper Memorial Photographs of Stellar Spectra. Proceedings of the American Philosophical Society. 24: 166—172.
  13. ↑ Arthur Berry. (1899). A Short History of Astronomy. New York: Charles Scribner’s Sons.
  14. ↑ а б Johnson, H. L.; Morgan, W. W. (1953). Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas. Astrophysical Journal. 117: 313—352. doi:10.1086/145697. Архів оригіналу за 2 квітня 2019. Процитовано 21 лютого 2008.
  15. ↑ Kinman, T.; Castelli, F. (2002). The determination of Teff for metal-poor A-type stars using V and 2MASS J, H and K magnitudes. Astronomy and Astrophysics. 391: 1039—1052. doi:10.1051/0004-6361:20020806. Процитовано 21 лютого 2008.
  16. ↑ а б Vasil’yev, I. A.; Merezhin, V. P.; Nalimov, V. N.; Novosyolov, V. A. (17 березня 1989). On the Variability of Vega. Commission 27 of the I.A.U. Архів оригіналу за 25 січня 2012. Процитовано 21 лютого 2008.
  17. ↑ а б в г С. Б. Попов. (7 апреля 2005). Диск вокруг Веги. Астронет. Архів оригіналу за 25 січня 2012. Процитовано 26 квітня 2009. — короткий переклад на російську мову статті:
    Su, K. Y. L. та ін. (2005). The Vega Debris Disk: A Surprise from Spitzer. The Astrophysical Journal. 628 (1): 487—500. arXiv:astro-ph/0504086. doi:10.1086/430819. {{cite journal}}: |access-date= вимагає |url= (довідка); Явне використання «та ін.» у: |author= (довідка) arXiv:astro-ph/0504086
  18. ↑ а б в Song, Inseok; Weinberger, A. J.; Becklin, E. E.; Zuckerman, B.; Chen, C. (2002). M-Type Vega-like Stars. The Astronomical Journal. 124 (1): 514—518. doi:10.1086/341164. Архів оригіналу за 5 жовтня 2018. Процитовано 21 лютого 2008.
  19. ↑ Wilner, D.; Holman, M.; Kuchner, M.; Ho, P. T. P. (2002). Structure in the Dusty Debris around Vega. The Astrophysical Journal. 569: L115—L119. arXiv:astro-ph/0203264. doi:10.1086/340691. {{cite journal}}: |access-date= вимагає |url= (довідка) arXiv:astro-ph/0203264
  20. ↑ а б Wyatt, M. (2002). Resonant Trapping of Planetesimals by Planet Migration: Debris Disk Clumps and Vega’s Similarity to the Solar System. The Astrophysical Journal. 598: 1321—1340. arXiv:astro-ph/0308253. doi:10.1086/379064. {{cite journal}}: |access-date= вимагає |url= (довідка) arXiv:astro-ph/0308253
  21. ↑ П. Г. Куликовский. Справочник любителя астрономии / Под ред. В. Г. Сурдина. — 6-е изд., испр. и доп. — М. : Либроком, 2009. — С. 31. — ISBN 978-5397-00097-0.
  22. ↑ а б в А. И. Дьяченко. Планетная система Веги. Астронет (рос.). Архів оригіналу за 25 січня 2012. Процитовано 18 квітня 2009.
  23. ↑ Klaus Hentschel. (2002). Mapping the Spectrum: Techniques of Visual Representation in Research and Teaching. Oxford University Press. ISBN 0198509537.
  24. ↑ а б Fernie, J. D. The Historical Search for Stellar Parallax // Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. — 1975. — № 69. — С. 232, 233.
  25. ↑ Suzanne Débarbat. (1988). The First Successful Attempts to Determine Stellar Parallaxes in the Light of the Bessel/Struve Correspondances. Mapping the Sky: Past Heritage and Future Directions. Springer. ISBN 9027728100.
  26. ↑ Anonymous. (28 червня 2007). The First Parallax Measurements. Astroprof. Архів оригіналу за 25 січня 2012. Процитовано 21 лютого 2008.
  27. ↑ а б в г д Зигель Ф. Ю. (1987). Сокровищница звёздного неба. Москва, Наука. ISBN 0521598893.
  28. ↑ Robert A. Garfinkle. (1997). Star-Hopping: Your Visa to Viewing the Universe. Cambridge University Press. ISBN 0521598893.
  29. ↑ Vasil'yev та ін. (1989). On the variability of Vega. Архів оригіналу за 25 січня 2012. Процитовано 25 червня 2008. {{cite web}}: Явне використання «та ін.» у: |author= (довідка)
  30. ↑ Cochran, A. L. (1981). Spectrophotometry with a self-scanned silicon photodiode array. II — Secondary standard stars. Astrophysical Journal Supplement Series. 45: 83—96. doi:10.1086/190708. Архів оригіналу за 29 лютого 2008. Процитовано 3 листопада 2016.
  31. ↑ а б Fernie, J. D. (1981). On the variability of VEGA. Astronomical Society of the Pacific. 93 (2): 333—337. doi:10.1086/130834. Архів оригіналу за 1 червня 2016. Процитовано 21 лютого 2008.
  32. ↑ A. Gautschy, H. Saio. (1995). Stellar Pulsations Across The HR Diagram: Part 1. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 33: 75—114. doi:10.1146/annurev.aa.33.090195.000451. Архів оригіналу за 29 лютого 2008. Процитовано 21 лютого 2008.
  33. ↑ D. S. Hayes. (May 24—29, 1984). Stellar absolute fluxes and energy distributions from 0.32 to 4.0 microns. Proceedings of the Symposium, Calibration of fundamental stellar quantities. Como, Italy: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co. с. pp. 225—252. Архів оригіналу за 30 серпня 2017. Процитовано 21 лютого 2008. {{cite conference}}: |pages= має зайвий текст (довідка)
  34. ↑ Gray, Raymond (2007), The Problems with Vega, The Future of Photometric, Spectrophotometric and Polarimetric Standardization, ASP Conference Series, Proceedings of a conference held 8–11 May 2006 in Blankenberge, Belgium, 364: 305-, Bibcode:2007ASPC..364..305G
  35. ↑ Butkovskaya, Varvara (2011), The long-term variability of Vega, Astronomische Nachrichten, 332 (9-10): 956—960, Bibcode:2011AN....332..956B, doi:10.1002/asna.201111587, архів оригіналу за 4 березня 2016, процитовано 24 листопада 2018
  36. ↑ Harvey, Paul E.; Wilking, Bruce A.; Joy, Marshall. (1984). On the far-infrared excess of Vega. Nature. 307: 441—442. doi:10.1038/307441a0. Архів оригіналу за 1 червня 2016. Процитовано 24 лютого 2008.
  37. ↑ а б в г Aufdenberg J. P. et al. First Results from the CHARA Array. VII. Long-Baseline Interferometric Measurements of Vega Consistent with a Pole-On, Rapidly Rotating Star // The Astrophysical Journal. — The American Astronomical Society, 2006. — Т. 645, № 1. — С. 664—675. — Bibcode:2006ApJ...645..664A. — DOI:10.1086/504149.
  38. ↑ Энциклопедия для детей. Астрономия. — М. : Аванта, 2007.
  39. ↑ а б в Robert J. R. Burnham. (1978). Burnham’s Celestial Handbook: An Observer’s Guide to the Guide to the Universe Beyond the Solar System, vol. 2. Courier Dover Publications. ISBN 0486235688.
  40. ↑ Mengel, J. G.; Demarque, P.; Sweigart, A. V.; Gross, P. G. (1979). Stellar evolution from the zero-age main sequence. Astrophysical Journal Supplement Series. 40: 733—791, 769—778. doi:10.1086/190603. Архів оригіналу за 5 жовтня 2018. Процитовано 24 березня 2008. : Згідно з моделями розвитку зір при 1,75<M<2,7; 0,2<Y<2,7; 0,004<Z<0,001 між входженням зорі в головну послідовність та її переходом на бічну гілку червоних гігантів минає 0,43—1,64× 109 років. Однак при масі Веги 2,2 її вік менший за один мільярд років.
  41. ↑ Competition between the P-P Chain and the CNO Cycle. Dept. Physics & Astronomy University of Tennessee. Архів оригіналу за 25 січня 2012. Процитовано 3 листопада 2016.
  42. ↑ Астрономия: век XXI / Ред.-сост. В. Г. Сурдин. — 2-е изд. — Фрязино : Век 2, 2008. — С. 134—135. — ISBN 978-5-85099-181-4.
  43. ↑ Browning, Matthew; Brun, Allan Sacha; Toomre, Juri. (2004). Simulations of core convection in rotating A-type stars: Differential rotation and overshooting. Astrophysical Journal. 601: 512—529. doi:10.1086/380198. Архів оригіналу за 4 березня 2020. Процитовано 23 лютого 2007.
  44. ↑ Thanu Padmanabhan. (2002). Theoretical Astrophysics. Cambridge University Press. ISBN 0521562414.
  45. ↑ Cheng, Kwong-Sang; Chau, Hoi-Fung; Lee, Kai-Ming. (2007). Chapter 14: Birth of Stars. Nature of the Universe. Hong Kong Space Museum. Архів оригіналу за 25 січня 2012. Процитовано 21 лютого 2008.
  46. ↑ а б Oke, J. B.; Schild, R. E. (1970). The Absolute Spectral Energy Distribution of Alpha Lyrae. Astrophysical Journal. 161: 1015—1023. doi:10.1086/150603. Архів оригіналу за 31 серпня 2017. Процитовано 21 лютого 2008.
  47. ↑ Walsh, J. (6 березня 2002). Alpha Lyrae (HR7001). Optical and UV Spectrophotometric Standard Stars. ESO. Архів оригіналу за 11 серпня 2019. Процитовано 11 серпня 2019.
  48. ↑ McMahon, Richard G. (23 листопада 2005). Notes on Vega and magnitudes. University of Cambridge. Архів оригіналу (Text) за 25 січня 2012. Процитовано 21 лютого 2008.
  49. ↑ Michelson, E. (1981). The near ultraviolet stellar spectra of alpha Lyrae and beta Orionis. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 197: 57—74. Архів оригіналу за 18 листопада 2018. Процитовано 23 лютого 2008.
  50. ↑ Schmitt, J. H. M. M. (1999). Coronae on solar-like stars. Astronomy and Astrophysics. 318: 215—230. Архів оригіналу за 1 червня 2016. Процитовано 23 лютого 2008.
  51. ↑ а б 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.; Schmitt, H. R. (1999). Vega is a rapidly rotating star. Nature. 440 (7086): 896—899. arXiv:astro-ph/0603520. doi:10.1038/nature04661. {{cite journal}}: |access-date= вимагає |url= (довідка) arXiv:astro-ph/0603520
  52. ↑ Yoon, Jinmi; Peterson, Deane M.; Kurucz, Robert L.; Zagarello, Robert J. (January 2010). A New View of Vega's Composition, Mass, and Age. The Astrophysical Journal. 708 (1): 71—79. Bibcode:2010ApJ...708...71Y. doi:10.1088/0004-637X/708/1/71. Архів оригіналу за 26 липня 2018. Процитовано 24 листопада 2018.
  53. ↑ Проєкція зорі з боку полюсів — коло, з боку екватора — еліпс. Поперечний переріз еліпса становить лише близько 81 % поперечного перерізу в районі полюсів, тому екваторіальна область отримує менше енергії. Будь-яка додаткова світність пояснюється розподілом температур. Згідно із законом Стефана — Больцмана, потік енергії від екватора Веги буде приблизно на 33 % більшим, ніж від полюса:
  54. ↑ Quirrenbach, Andreas. (2007). Seeing the Surfaces of Stars. Science. 317 (5836): 325—326. doi:10.1126/science.1145599. PMID 17641185. Архів оригіналу за 1 березня 2009.
  55. ↑ Antia, H. M.; Basu, Sarbani. (2006). Determining Solar Abundances Using Helioseismology. The Astrophysical Journal. 644 (2): 1292—1298. doi:10.1086/503707. Архів оригіналу за 30 серпня 2017. Процитовано 21 лютого 2008.
  56. ↑ Renson, P.; Faraggiana, R.; Boehm, C. (1990). Catalogue of Lambda Bootis Candidates. Bulletin d’Information Centre Donnees Stellaires. 38: 137—149. Архів оригіналу за 18 листопада 2018. Процитовано 21 лютого 2008. — Entry for HD 172167 on p. 144.
  57. ↑ Qiu, H. M.; Zhao, G.; Chen, Y. Q.; Li, Z. W. (2001). The Abundance Patterns of Sirius and Vega. The Astrophysical Journal. 548 (2): 77—115. doi:10.1086/319000. Архів оригіналу за 8 серпня 2018. Процитовано 21 лютого 2008.
  58. ↑ Martinez, Peter; Koen, C.; Handler, G.; Paunzen, E. (1998). The pulsating lambda Bootis star HD 105759. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 301 (4): 1099—1103. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.02070.x. Архів оригіналу за 18 листопада 2018. Процитовано 21 лютого 2009.
  59. ↑ Adelman, Saul J.; Gulliver, Austin F. (1990). An elemental abundance analysis of the superficially normal A star VEGA. Astrophysical Journal, Part 1. 348: 712—717. doi:10.1086/168279. Архів оригіналу за 18 листопада 2018. Процитовано 21 лютого 2008.
  60. ↑ D. S. Evans. (June 20—24, 1966). The Revision of the General Catalogue of Radial Velocities. Proceedings from IAU Symposium no. 30. London, England: Academic Press. с. p. 57. Архів оригіналу за 26 червня 2019. Процитовано 21 лютого 2008. {{cite conference}}: |pages= має зайвий текст (довідка)
  61. ↑ M. A. Perryman та ін. (1997). The Hipparcos Catalogue. Astronomy and Astrophysics. 323: L49—L52. Архів оригіналу за 29 лютого 2008. Процитовано 21 лютого 2008. {{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у: |author= (довідка)
  62. ↑ Majewski, Steven R. (2006). Stellar Motions. University of Virginia. Архів оригіналу за 25 січня 2012. Процитовано 22 лютого 2008. — Власний рух Веги визначається за формулою:
    мілісекунд дуги на рік.
    де і складові власного руху в прямому сходженні й, відповіднно, схиленні, та  — схилення.
  63. ↑ а б Barrado y Navascues, D. (1998). The Castor moving group. The age of Fomalhaut and VEGA. Astronomy and Astrophysics. 339: 831—839. Архів оригіналу за 29 лютого 2008. Процитовано 29 червня 2008.
  64. ↑ Повну швидкість визначають за такою формулою:
    км/с
  65. ↑ Tomkin, Jocelyn. (April 1998). Once And Future Celestial Kings. Sky and Telescope. 95 (4): 59—63.
  66. ↑ Mike Inglis. (2003). Observer’s Guide to Stellar Evolution: The Birth, Life, and Death of Stars. Springer. ISBN 1852334657.
  67. ↑ U = −10,7 ± 3,5, V = −8,0 ± 2,4, W = −9,7 ± 3,0 км/с. Повну швидкість визначають за такою формулою:
    км/с.
  68. ↑ Наука и человечество, 1985: Доступно и точно о главном в мировой науке. Международный ежегодник / Редкол. А. А. Логунов (пред.) и др. — М. : Знание, 1985. — С. 322.
  69. ↑ Harper, D. A.; Loewenstein, R. F.; Davidson, J. A. (1984). On the nature of the material surrounding VEGA. Astrophysical Journal, Part 1. 285: 808—812. doi:10.1086/162559. Архів оригіналу за 18 листопада 2018. Процитовано 21 лютого 2008.
  70. ↑ Dent, W. R. F.; Walker, H. J.; Holland, W. S.; Greaves, J. S. (2000). Models of the dust structures around Vega-excess stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 314 (4): 702—712. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.03331.x. Архів оригіналу за 29 лютого 2008. Процитовано 21 лютого 2008.
  71. ↑ Cote, J. (1987). B and A type stars with unexpectedly large colour excesses at IRAS wavelengths. Astronomy and Astrophysics: 77—84. Архів оригіналу за 22 березня 2019. Процитовано 21 лютого 2008. {{cite journal}}: Cite має пустий невідомий параметр: |5= (довідка)
  72. ↑ Вега // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 63. — ISBN 966-613-263-X.
  73. ↑ The Vega Debris Disk — A Surprise from Spitzer. Astrophys.J. 628: 487—500. 2005. doi:10.1086/430819. Архів оригіналу за 10 березня 2016. Процитовано 27 січня 2007.
  74. ↑ Absil, O. та ін. (2006). Circumstellar material in the Vega inner system revealed by CHARA/FLUOR. Astronomy and Astrophysics. 452 (1): 237—244. doi:10.1051/0004-6361:20054522. Архів оригіналу за 29 лютого 2008. Процитовано 21 лютого 2008. {{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у: |author= (довідка)
  75. ↑ Girault-Rime, Marion. (Summer 2006). Vega’s Stardust. CNRS International Magazine. Архів оригіналу за 25 січня 2012. Процитовано 21 лютого 2008.
  76. ↑ Holland, Wayne S.; Greaves, Jane S.; Zuckerman, B.; Webb, R. A.; McCarthy, Chris; Coulson, Iain M.; Walther, D. M.; Dent, William R. F.; Gear, Walter K.; Robson, Ian. (1998). Submillimetre images of dusty debris around nearby stars. Nature. 392 (6678): 788—791. doi:10.1038/33874. Архів оригіналу за 1 червня 2016. Процитовано 21 лютого 2008.
  77. ↑ Staff. (21 квітня 1998). Astronomers discover possible new Solar Systems in formation around the nearby stars Vega and Fomalhaut. Joint Astronomy Centre. Архів оригіналу за 25 січня 2012. Процитовано 21 лютого 2008.
  78. ↑ Gilchrist, E.; Wyatt, M.; Holland, W.; Maddock, J.; Price, D. P. (1 грудня 2003). New evidence for Solar-like planetary system around nearby star. Royal Observatory, Edinburgh. Архів оригіналу за 25 січня 2012. Процитовано 21 лютого 2008.
  79. ↑ Campbell, B.; Garrison, R. F. (1985). On the inclination of extra-solar planetary orbits. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 97: 180—182. doi:10.1086/131516. Архів оригіналу за 1 червня 2016. Процитовано 21 лютого 2008.
  80. ↑ Ян Ридпат. Звёзды и планеты. — М. : Астрель, 2004. — С. 178. — ISBN 0-271-10012-X.
  81. ↑ Liming Wei; Yue, L.; Lang Tao, L. Chinese Festivals. — Chinese Intercontinental Press, 2005. — ISBN 7-5085-0836-X.
  82. ↑ 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.
  83. ↑ Е. М. Мелетинский. Мифология. — Изд. 4-е, перепечатанное. — Большая российская энциклопедия, 1998. — С. 492.
  84. ↑ Mary Boyce. A History of Zoroastrianism. — N. Y. : E. J. Brill, 1996. — Vol. 1: The Early Period. — ISBN 9004088474.
  85. ↑ Tyson, Donald; Freake, James. Three Books of Occult Philosophy. — Llewellyn Worldwide, 1993. — ISBN 0-87-542832-0.
  86. ↑ Heinrich Cornelius Agrippa. De Occulta Philosophia. — 1533.

Посилання[ред. | ред. код]

Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Вега&oldid=42347665