From Wikipedia, the free encyclopedia
Вега (α Lyrae, Алфа от Лира) е най-ярката звезда в съзвездието Лира. Тя е петата най-ярка звезда в небето и е категоризирана с нулева звездна величина. Заедно със звездите Денеб (съзвездие Лебед) и Алтаир (съзвездие Орел) образува така наречения Летен триъгълник. Вега е около 40 пъти по-ярка звезда от Слънцето. Тя е класическа бяла звезда от главна последователност и подобно на Слънцето превръща водородното си гориво в хелий. Повърхностната ѝ температура е около 9600 К. Нейният цвят и яркост я правят еталон, по който се сравняват звездите с подобна величина. Тъй като е 2,5 пъти по-масивна от Слънцето, тя изгаря своето гориво много по-бързо и ще приключи живота си за по-малко от милиард години, което е около 10 % от живота на Слънцето. Вега е една от първите открити звезди със силно инфрачервено излъчващо хало от нагорещен газ. Нейната ос на въртене е насочена към Земята и се вижда, че от въртенето на звездата този облак от газ е образувал диск, който можем да видим, тъй като е с лице към нас. Възможно е този диск да е подобен на Пояса на Кайпер, заобикалящ Слънцето.[1] Останалите звезди, подобни на Вега (Денебола, Мерак и др.), имат подобни дискове и астрономите считат, че в тях може би има планетни системи, въпреки че не са засечени такива. Дори и да бъдат открити, в тях живот едва ли би съществувал, заради краткото съществуване на тези горещи звезди.
| Вега | |
| Звезда | |
 Местоположение на Вега в Лира. | |
| Общи данни | |
|---|---|
| Ректасцензия | 18h 36m 56,33635s |
| Деклинация | +38° 47′ 01,2802″ |
| Разстояние | 25,04 ± 0,07 ly |
| Видима зв. величина (V) | +0,026 |
| Съзвездие | Лира |
| Астрометрия | |
| Радиална скорост (Rv) | −13,9 ± 0,9 km/s |
| Видимо движение на звездите (μ) | RA: 200,94 mas в год. Dec: 286,23 mas в год. |
| Паралакс (π) | 130,23 ± 0,36 mas |
| Абсолютна звездна величина (V) | +0,582 |
| Характеристики | |
| Спектрален клас | A0 Va |
| Цветови индекс (B − V) | 0 |
| Цветови индекс (U − B) | 0 |
| Физически характеристики | |
| Маса | 2,135 ± 0,074 M☉ |
| Радиус | 2,362 × 2,818 R☉ |
| Възраст | 455 ± 13 млн. год. |
| Повърхностна темп. | 9602 ± 180 K |
| Светимост (LS) | 40,12 ± 0,45 L☉ |
| Металичност | −0,5 dex |
| Повърхностна гравитация | 4,1 ± 0,1 cgs |
| Вега в Общомедия | |
Традиционното наименование Вега произлиза от груба транслитерация на арабското уаки („падащ, приземяващ се“) от фразата النسر الواقع (ан-насър ал-уаки) – „падащият орел“.[2] Съзвездието Лира е представяно под формата на грифон в Древен Египет[3] и във вида на орел или грифон в Древна Индия.[4] Арабското название вероятно е дошло в европейската култура след използването на астрономическите таблици, разработени през 1215 – 1270 г. по нареждане на Алфонсо X.[5] Вероятно, съзвездието и асоциираната с него хищна птица са имало митологична основа в древността.
На 17 юли 1850 г. Вега става първата звезда (отвъд Слънцето), която е фотографирана. Това е дело на Уилям Кранч Бонд и Джон Адамс Шипъл от Харвардската обсерватория, които използват дагеротипия.[6][7][8] Хенри Дрейпър прави първата фотография на спектъра на звезда през август 1872 г., когато взема изображение от Вега, а освен това първи показва абсорбционните линии в спектъра на звезда.[9] Подобни линии вече са били идентифицирани в спектъра на Слънцето.[10] От 1943 г. спектърът на Вега служи като отправна точка при определянето на класификацията на други звезди.[11]
Вега често може да бъде забелязана близо до зенита при средните северни географски ширини през летните вечери в северното полукълбо.[12] От средните южни географски ширини тя може да бъде видяна ниско над северния хоризонт през зимата в южното полукълбо. С деклинация от +38,78°, Вега може да се наблюдава само от географски дължини северно от 51° южна ширина. Следователно, тя никога не изгрява в Антарктида или в най-южните части на Южна Америка (като Пунта Аренас в Чили). При географски ширини северно от 51° северна ширина е незалязваща звезда. Към полунощ на 1 юли Вега достига кулминация.[13]
Около 12-ото хилядолетие пр.н.е. полюсът на Земята е сочил само на пет градуса от Вега, но в днешно време вече сочи към Полярната звезда. По пътя на прецесията, полюсът отново ще сочи близо до Вега с настъпване на 14-ото хилядолетие от н.е.[14] Вега е най-ярката от поредицата северни полярни звезди.[6]
Звездата представлява връх от широкия астеризъм Летен триъгълник, който включва още Алтаир от Орел и Денеб от Лебед.[12] Тази формация има приблизително формата на правоъгълен триъгълник. Летният триъгълник е забележим в северното небе, тъй като няма много други ярки звезди в съседство.[15]
Вега е от спектрален клас A0V, което я прави бяла със сини примеси звезда от главна последователност, която активно синтезира водород до хелий в ядрото си. Тъй като по-масивните звезди използват горивото си по-бързо от по-малките, животът на Вега в главната последователност е грубо един милиард години или около една десета от слънчевия.[16] Текущата възраст на Вега е около 455 милиона години[17] или около половината от очакваната ѝ възраст в главна последователност. След като излезе от главната последователност, Вега ще се превърне в червен гигант от клас M и ще изгуби по-голямата част от масата си, като накрая ще се превърне в бяло джудже. В днешно време Вега има повече от два пъти масата на Слънцето,[18] а светимостта ѝ е около 40 пъти по-висока от слънчевата.
Повечето от енергията, произвеждана в недрата на Вега, се създава в хода на CNO-цикъл, процес на термоядрен синтез, при който се комбинират протони, за да се образуват хелиеви ядра чрез посредничещи ядра на въглерод, азот и кислород. Този процес е преобладаващ при температури около 17 милиона K,[19] което е малко повече от температурата в ядрото на Слънцето, но по-малко ефективно от протон-протонния цикъл. CNO-цикълът е силно чувствителен към температурата, което води до образуването на конвективна зона около ядрото,[20] която разпределя равномерно отходните продукти от термоядрения синтез в ядрото. Над нея се намира зона на излъчване. За разлика от Вега, Слънцето има зона на излъчване около ядрото и конвективна зона върху нея.[21]
Енергийният поток от Вега е измерен с точност. При 5480 Å, плътността на потока е 3650 Jy с грешка от 2%.[22] Във видимия спектър на Вега преобладават абсорбционните линии на водорода. Линиите на останалите елементи са относително слаби, като сред тях се открояват най-вече тези на магнезий, желязо и хром.[23] Рентгеновото излъчване на звездата е много слабо, което ще рече, че короната на звездата трябва да е много слаба или дори несъществуваща.[24] Все пак, тъй като полюсът на Вега е обърнат към Земята, възможно е да става въпрос за полярна коронална дупка.[25][26]
Използвайки спектрополяриметрия е засечено наличието на магнитно поле на повърхността на звездата. Това е първото такова засичат на магнитно поле на звезда от спектрален клас A. Средно това поле има големина от −0,6 ± 0,3 G по линията на видимост към Земята.[27] Тази стойност е сравнима със средното магнитно поле на Слънцето.[28] Все пак, магнитни полета, достигащи грубо 30 G, също са засечени на Вега.[25] През 2015 г. са открити петна на повърхността на звездата – първото такова засичане при нормална звезда от клас A. Те са доказателство за ротационна модулация с период от 0,68 дни.[29]
При измерване с висока точност чрез интерферометър на радиуса на Вега, е получена неочаквано висока стойност от 2,73 ± 0,01 пъти слънчевия радиус. Това е с 60% повече от радиуса на Сириус, докато звездните модели сочат, че звездата трябва да е само с около 12% по-голяма. Все пак, това несъответствие може да се обясни, ако Вега се върти бързо и се наблюдава от страна на оста си на въртене. През 2006 г. това предположение е потвърдено.[30] Оста на въртене на Вега е наклонена на не повече от пет градуса спрямо линията на видимост от Земята. По-високите оценки за скоростта на въртене на звездата предполагат 236,2 ± 3,7 km/s[17] по екватора. Това представлява около 88% от скоростта, която би накарала звездата да се разцепи вследствие центробежния ефект.[17] Това бързо въртене е довело до изпъкването на екватора на звездата, така че радиусът на Вега при екватора е с 19% по-голям, отколкото радиуса при полюсите. Тъй като от Земята звездата се наблюдава откъм полюса ѝ, получените оценки за радиуса ѝ са доста големи.
Локалната повърхностна гравитация при полюсите е по-голяма, отколкото при екватора, при което се наблюдава вариация в ефективната температура на звездата: полярната температура е около 10 000 K, докато екваторната температура е около 8150 K.[17]
Металичността на фотосферата на Вега представлява около 32% от слънчевата. Само около 0,54% от Вега са елементи, по-тежки от хелий. Причината за този беден химичен състав при звезда от спектрален клас A0 все още не е ясна. Наблюдаваното съотношение на хелия към водорода е 0,030 ± 0,005, което е с около 40% по-малко отколкото при Слънцето. Това може да се причини от изчезването на хелиевата зона на конвекция близо до повърхността.
Радиалната скорост на Вега е компонентът на движение на звездата по линията ѝ на видимост от Земята. Движението ѝ надалеч от нас би накарало светлината от нея да се измести към по-ниска честота (и към червения край на спектъра), а движението ѝ към нас би довело до по-висока честота на светлината от нея (и към синия край на спектъра). По този начин, скоростта ѝ може да се измери от червеното или синьото ѝ отместване. Точните измервания са дали стойност от −13,9 ± 0,9 km/s.[31] Отрицателният знак означава относително движение в посока към Земята.
Собственото движение на Вега е 202,03 ± 0,63 милиарксекунди на година по ректасцензия и 287,47 ± 0,54 милиарксекунди на година по деклинация. Нетното собствено движение е 327,78 mas/y, което ще рече ъглово движение от един градус на всеки 11 000 години.
Seamless Wikipedia browsing. On steroids.
Every time you click a link to Wikipedia, Wiktionary or Wikiquote in your browser's search results, it will show the modern Wikiwand interface.
Wikiwand extension is a five stars, simple, with minimum permission required to keep your browsing private, safe and transparent.
