Vega -Vega

Vega
Vega na lyra.svg
Umístění Vega v souhvězdí Lyry
Údaje z pozorování
Epocha J2000.0       Equinox J2000.0
Souhvězdí Lyra
Výslovnost / ˈ v ɡ ə / nebo / ˈ v ɡ ə /
Rektascenze 18 h 36 m 56,33635 s
Deklinace +38° 47′ 01,2802″
Zdánlivá velikost  (V) +0,026 (-0,02...+0,07)
Charakteristika
Evoluční etapa Hlavní sekvence
Spektrální typ A0Va
U−B barevný index 0,00
Index barev B−V 0,00
Variabilní typ Delta Scuti
Astrometrie
Radiální rychlost ( Rv ) −13,9 ± 0,9 km/s
Správný pohyb (μ) RA:  200,94 ms  / rok Prosinec : 286,23  ms  / rok
paralaxa (π) 130,23 ± 0,36  hmotn
Vzdálenost 25,04 ± 0,07  ly
(7,68 ± 0,02  ks )
Absolutní velikost  (M V ) +0,582
Podrobnosti
Hmotnost 2,135 ± 0,074  M
Poloměr 2,362–2,818  R
Zářivost 40,12 ± 0,45  L
Povrchová gravitace (log  g ) 4,1 ± 0,1  cg
Teplota 9 602 ± 180 (8 152–10 060 KK
Metalicita [Fe/H] −0,5  dex
Rotační rychlost ( v  sin  i ) 20,48 ± 0,11 km/s
Stáří 455 ± 13  Myr
Jiná označení
Wega, Lucida Lyrae, Alpha Lyrae, α Lyrae , 3 Lyrae , BD +38°3238 , GJ  721, HD  172167, HIP 91262  , HR  7001, SAO  67174, LTT  15486
Odkazy na databáze
SIMBAD data

Vega je nejjasnější hvězda v severním souhvězdí Lyry . Má Bayerovo označení α Lyrae , což je latinsky Alpha Lyrae a zkráceně Alpha Lyr nebo α Lyr . Tato hvězda je relativně blízko pouhých 25 světelných let (7,7 parseků ) od Slunce a je jednou z nejzářivějších hvězd v sousedství Slunce . Je to pátá nejjasnější hvězda na noční obloze a druhá nejjasnější hvězda na severní nebeské polokouli po Arcturus .

Vega byla rozsáhle studována astronomy, což vedlo k tomu, že byla označena jako „pravděpodobně další nejdůležitější hvězda na obloze po Slunci“. Vega byla hvězdou severního pólu kolem roku 12 000 př. n. l. a bude tomu tak znovu kolem roku 13 727, kdy její deklinace bude +86° 14′. Vega byla první hvězdou kromě Slunce, která měla svůj obraz a spektrum vyfotografovat . Byla to jedna z prvních hvězd, jejíž vzdálenost byla odhadnuta pomocí měření paralaxy . Vega fungovala jako základní linie pro kalibraci fotometrické stupnice jasu a byla jednou z hvězd používaných k definování nulového bodu pro fotometrický systém UBV .

Vega je jen asi desetina stáří Slunce, ale protože je 2,1krát hmotnější, její očekávaná životnost je také jedna desetina životnosti Slunce; obě hvězdy se v současnosti blíží ke středu své předpokládané délky života. Ve srovnání se Sluncem má Vega nízký výskyt většiny prvků s vyšším atomovým číslem než má helium . Vega je také proměnná hvězda , jejíž jasnost se mírně liší. Otáčí se rychle rychlostí236 km/s na rovníku. To způsobí, že se rovník vyboulí v důsledku odstředivých efektů a v důsledku toho dochází ke změnám teploty ve fotosféře hvězdy, která dosahuje maxima na pólech. Ze Země je Vega pozorována ze směru jednoho z těchto pólů.

Na základě pozorované nadměrné emise infračerveného záření se zdá, že Vega má cirkumstelární disk prachu . Tento prach je pravděpodobně výsledkem kolizí mezi objekty v obíhajícím disku trosek , který je analogický s Kuiperovým pásem ve Sluneční soustavě . Hvězdy, které vykazují přebytek infračerveného záření v důsledku emise prachu, se nazývají hvězdy podobné Vega. V roce 2021 byl metodou radiální rychlosti objeven kandidátský ultra horký Neptun na 2,43denní oběžné dráze kolem Vegy , navíc další možný signál o hmotnosti Saturnu s periodou asi 200 dnů.

Nomenklatura

Vega je nejjasnější hvězda v souhvězdí Lyry.

α Lyrae ( latinsky Alpha Lyrae ) jeoznačení hvězdy Bayer . Tradiční název Vega (dříve Wega ) pochází z volného přepisu arabského slova wāqi' ( arabsky : واقع ), což znamená „padající“ nebo „přistání“, prostřednictvím fráze an-nasr al-wāqi' ( arabsky : النعسققال ) „padající orel“. V roce 2016zorganizovala Mezinárodní astronomická unie (IAU) pracovní skupinu pro hvězdná jména (WGSN), která katalogizovala a standardizovala vlastní jména hvězd. První bulletin WGSN z července 2016 obsahoval tabulku prvních dvou šarží jmen schválených WGSN; který zahrnoval Vega pro tuto hvězdu. Nyní je tak zapsána v Katalogu hvězdných jmen IAU .

Pozorování

Letní trojúhelník

Vega lze často vidět blízko zenitu ve středních severních šířkách během večera v létě na severní polokouli . Od středních jižních šířek je vidět nízko nad severním obzorem během zimy na jižní polokouli . S deklinací +38,78° lze Vegu vidět pouze v zeměpisných šířkách severně od 51° jižní šířky . Nikde v Antarktidě ani v nejjižnější části Jižní Ameriky včetně Punta Arenas v Chile (53° j. š.) proto vůbec nevystupuje . V zeměpisných šířkách na sever od 51° severní šířky zůstává Vega nepřetržitě nad obzorem jako cirkumpolární hvězda . Kolem 1. července dosáhne Vega půlnoční kulminace , když v tu dobu překročí poledník .

Malé bílé disky představující severní hvězdy na černém pozadí, překryté kruhem ukazujícím polohu severního pólu v průběhu času
Cesta severního nebeského pólu mezi hvězdami v důsledku precese. Vega je jasná hvězda poblíž dna

Zdá se, že každou noc se pozice hvězd mění, jak se Země otáčí. Když je však hvězda umístěna podél osy rotace Země, zůstane ve stejné poloze, a proto se nazývá polární hvězda . Směr zemské osy rotace se v průběhu času postupně mění v procesu známém jako precese rovnodenností . Úplný cyklus precese vyžaduje 25 770 let, během kterých sleduje pól zemské rotace kruhovou dráhu napříč nebeskou sférou , která prochází poblíž několika prominentních hvězd. V současnosti je pólová hvězda Polárka , ale kolem roku 12 000 př. n. l. byl pól namířen pouze pět stupňů od Vegy. Prostřednictvím precese bude pól znovu procházet poblíž Vega kolem 14 000 CE. Vega je nejjasnější z po sobě jdoucích hvězd severního pólu.

Tato hvězda leží na vrcholu široce rozmístěného asterismu zvaného Letní trojúhelník , který se skládá z Vegy a dvou hvězd první velikosti Altair v Aquile a Deneb v Cygnus . Tato formace má přibližný tvar pravoúhlého trojúhelníku s Vega umístěnou v pravém úhlu . Letní trojúhelník je rozpoznatelný na severní obloze, protože v jeho blízkosti je několik dalších jasných hvězd.

Historie pozorování

Astrofoto Vega

Astrofotografie , fotografování nebeských objektů, začalo v roce 1840, kdy John William Draper pořídil snímek Měsíce pomocí procesu daguerrotypie . 17. července 1850 se Vega stala první hvězdou (jinou než Slunce), která byla vyfotografována, když ji vyfotografovali William Bond a John Adams Whipple na observatoři Harvard College , rovněž s daguerrotypií. V srpnu 1872 Henry Draper vyfotografoval spektrum Vega , první fotografii spektra hvězdy ukazující absorpční čáry. Podobné čáry již byly identifikovány ve spektru Slunce. V roce 1879 použil William Huggins fotografie spekter Vega a podobných hvězd k identifikaci souboru dvanácti „velmi silných čar“, které byly společné této hvězdné kategorii. Ty byly později identifikovány jako linky ze série Hydrogen Balmer . Od roku 1943 slouží spektrum této hvězdy jako jeden ze stabilních kotevních bodů, podle kterých jsou klasifikovány ostatní hvězdy.

Vzdálenost k Veze lze určit měřením posunu paralaxy vůči hvězdám v pozadí, když Země obíhá kolem Slunce. První člověk, který publikoval paralaxu hvězdy, byl Friedrich GW von Struve , když oznámil hodnotu 0,125 obloukové sekundy (0,125″ ) pro Vega. Friedrich Bessel byl ke Struveovým datům skeptický, a když Bessel publikoval paralaxu 0,314″ pro hvězdný systém 61 Cygni , Struve revidoval svou hodnotu paralaxy Vegy na téměř dvojnásobek původního odhadu. Tato změna vrhla další pochybnosti na Struveova data. Většina tehdejších astronomů, včetně Struvea, tedy připsala Besselovi první publikovaný výsledek paralaxy. Struveův počáteční výsledek se však ve skutečnosti blížil aktuálně přijímané hodnotě 0,129″, jak určila astrometrická družice Hipparcos .

Jasnost hvězdy při pohledu ze Země se měří pomocí standardizované logaritmické stupnice . Tato zdánlivá velikost je číselná hodnota, jejíž hodnota klesá s rostoucí jasností hvězdy. Nejslabší hvězdy viditelné pouhým okem jsou šesté magnitudy, zatímco nejjasnější na noční obloze, Sirius , má magnitudu -1,46. Pro standardizaci magnitudové stupnice astronomové zvolili Vega, aby reprezentovala nulovou magnitudu na všech vlnových délkách. Po mnoho let se tak Vega používala jako základ pro kalibraci absolutních fotometrických stupnic jasu. To však již neplatí, protože nulový bod zdánlivé velikosti je nyní běžně definován v podmínkách určitého číselně specifikovaného toku . Tento přístup je pro astronomy výhodnější, protože Vega není vždy k dispozici pro kalibraci a mění se v jasnosti.

Fotometrický systém UBV měří velikost hvězd pomocí ultrafialového , modrého a žlutého filtru a vytváří hodnoty U , B a V. Vega je jednou ze šesti hvězd A0V , které byly použity k nastavení počátečních středních hodnot pro tento fotometrický systém, když byl představen v 50. letech 20. století. Střední magnitudy pro těchto šest hvězd byly definovány jako: UB = BV = 0. Ve skutečnosti byla stupnice magnitudy zkalibrována tak, aby magnituda těchto hvězd byla stejná ve žluté, modré a ultrafialové části hvězdy. elektromagnetické spektrum . Vega má tedy relativně ploché elektromagnetické spektrum ve vizuální oblasti – rozsah vlnových délek 350–850 nanometrů , z nichž většinu lze vidět lidským okem – takže hustoty toku jsou zhruba stejné; 2 000–4 000  Jy . Hustota toku Vega však v infračervené oblasti rychle klesá a je blízko100 Jy atmikrometrů .

Zdá se, že fotometrická měření Vega během 30. let 20. století ukázala, že hvězda má nízkou variabilitu magnitudy v řádu ±0,03 magnitudy (kolem ±2,8 % svítivosti). Tento rozsah variability byl v té době blízko hranic pozorovacích schopností, a tak téma variability Vegy bylo kontroverzní. Velikost Vega byla znovu změřena v roce 1981 na observatoři Davida Dunlapa a vykazovala určitou mírnou variabilitu. Bylo tedy navrženo, že Vega vykazovala občasné pulsace s nízkou amplitudou spojené s proměnnou Delta Scuti . Jedná se o kategorii hvězd, které oscilují koherentním způsobem, což má za následek periodické pulsace ve svítivosti hvězdy. Ačkoli Vega odpovídá fyzickému profilu pro tento typ proměnné, jiní pozorovatelé žádnou takovou variaci nenašli. Tak se předpokládalo, že variabilita je pravděpodobně výsledkem systematických chyb v měření. Článek z roku 2007 však zkoumal tyto a další výsledky a dospěl k závěru, že „Konzervativní analýza předchozích výsledků naznačuje, že Vega je velmi pravděpodobně proměnná v rozmezí 1–2 %, s možnými příležitostnými odchylkami až 4 % od průměru. ". Také článek z roku 2011 potvrzuje, že „Dlouhodobá (meziroční) variabilita Vega byla potvrzena“.

Vega se stala první osamělou hvězdou hlavní posloupnosti za Sluncem, o které je známo, že je emitorem rentgenového záření, když byla v roce 1979 pozorována ze zobrazovacího rentgenového dalekohledu vypuštěného na Aerobee 350 z White Sands Missile Range . V roce 1983 se Vega stala první hvězdou, u které byl nalezen prachový disk. Infrared Astronomical Satellite ( IRAS) objevil přebytek infračerveného záření pocházejícího z hvězdy, což bylo přičítáno energii vyzařované obíhajícím prachem, když byl hvězdou zahříván.

Fyzikální vlastnosti

Spektrální třída Vegy je A0V, což z ní dělá modrou bílou hvězdu hlavní posloupnosti , která ve svém jádru fúzuje vodík na helium . Vzhledem k tomu, že hmotnější hvězdy využívají své fúzní palivo rychleji než menší hvězdy, je životnost hlavní sekvence Vegy zhruba jedna miliarda let, což je desetina životnosti Slunce. Současné stáří této hvězdy je asi 455 milionů let, neboli přibližně polovina její očekávané celkové životnosti hlavní sekvence. Po opuštění hlavní sekvence se Vega stane červeným obrem třídy M a shodí velkou část své hmoty a nakonec se stane bílým trpaslíkem . V současnosti má Vega více než dvojnásobek hmotnosti Slunce a její bolometrická svítivost je asi 40krát větší než Slunce. Protože se rychle otáčí a je vidět téměř jako pól, jeho zdánlivá svítivost, vypočítaná za předpokladu, že byla všude stejná jasnost, je asi 57krát větší než Slunce. Pokud je Vega proměnná, pak to může být typ Delta Scuti s periodou asi 0,107 dne.

Většina energie produkované v jádře Vegy je generována cyklem uhlík-dusík-kyslík (cyklus CNO ), což je proces jaderné fúze , který kombinuje protony za vzniku jader helia prostřednictvím zprostředkujících jader uhlíku, dusíku a kyslíku. Tento proces se stává dominantním při teplotě asi 17 milionů K, což je mírně vyšší než teplota jádra Slunce, ale je méně efektivní než fúzní reakce protonové řetězové reakce Slunce. Cyklus CNO je vysoce citlivý na teplotu, což vede ke konvekční zóně kolem jádra, která rovnoměrně distribuuje „popel“ z fúzní reakce v oblasti jádra. Nadložní atmosféra je v radiační rovnováze . To je na rozdíl od Slunce, které má radiační zónu vycentrovanou na jádro s překrývající konvekční zónou.

Energetický tok z Vega byl přesně změřen oproti standardním světelným zdrojům. V5,480 Á , hustota toku je3 650 Jy s chybovou hranicí 2 %. Vizuálnímu spektru Vega dominují absorpční čáry vodíku; konkrétně vodíkovou Balmerovou řadou s elektronem na n=2 hlavním kvantovém čísle . Čáry ostatních prvků jsou poměrně slabé, přičemž nejsilnější jsou ionizovaný hořčík , železo a chrom . Emise rentgenového záření z Vega je velmi nízká, což dokazuje, že koróna této hvězdy musí být velmi slabá nebo žádná. Nicméně, protože pól Vega je obrácen k Zemi a může být přítomna polární koronální díra , potvrzení koróny jako pravděpodobného zdroje rentgenového záření detekovaného z Vegy (nebo oblasti velmi blízko Vegy) může být obtížné, protože většina žádné koronální rentgenové paprsky by nebyly emitovány podél linie pohledu.

Pomocí spektropolarimetrie bylo týmem astronomů z Observatoire du Pic du Midi detekováno magnetické pole na povrchu Vegy . Toto je první taková detekce magnetického pole na hvězdě spektrální třídy A, která není Ap chemicky zvláštní hvězdou . Průměrná složka přímky tohoto pole má sílu −0,6 ± 0,3 gaussů (G) . To je srovnatelné se středním magnetickým polem na Slunci. Magnetická pole o velikosti zhruba 30 G byla hlášena pro Vegu, ve srovnání s asi 1 G pro Slunce. V roce 2015 byly na povrchu hvězdy detekovány jasné hvězdné skvrny – první taková detekce u normální hvězdy typu A a tyto útvary vykazují známky rotační modulace s periodou 0,68 dne.

Otáčení

Vega má dobu rotace 12,5 hodiny.

Když byl poloměr Vega změřen s vysokou přesností pomocí interferometru , výsledkem byla neočekávaně vysoká odhadovaná hodnota 2,73 ± 0,01 násobku poloměru Slunce . To je o 60 % větší než poloměr hvězdy Sirius, zatímco hvězdné modely naznačovaly, že by měla být jen o 12 % větší. Tento rozpor však lze vysvětlit tím, že Vega je rychle rotující hvězda, která je pozorována ze směru jejího pólu rotace. Pozorování pole CHARA v letech 2005–06 potvrdilo tuto dedukce.

Porovnání velikosti Vega (vlevo) a Slunce (vpravo)

Pól Vegy – její rotační osa – není od přímky zorného pole k Zemi nakloněn o více než pět stupňů. Na horním konci odhadů je rychlost rotace pro Vegu 236,2 ± 3,7 km/s podél rovníku, mnohem vyšší než pozorovaná (tj . projektovaná ) rotační rychlost, protože Vega je vidět téměř jako pól. To je 88 % rychlosti, která by způsobila, že by se hvězda začala rozpadat v důsledku odstředivých účinků. Tato rychlá rotace Vega vytváří výrazné rovníkové vyboulení, takže poloměr rovníku je o 19 % větší než polární poloměr. (Odhadovaný polární poloměr této hvězdy je 2,362 ± 0,012 slunečních poloměrů , zatímco rovníkový poloměr je 2,818 ± 0,013 slunečních poloměrů.) Ze Země je tato boule pozorována ze směru jejího pólu, což vytváří příliš velký odhad poloměru.

Místní povrchová gravitace na pólech je větší než na rovníku, což způsobuje kolísání efektivní teploty nad hvězdou: polární teplota je blízko10 000  K , zatímco rovníková teplota je asi8 152 K . Tento velký teplotní rozdíl mezi póly a rovníkem vytváří silný gravitační ztmavovací efekt. Při pohledu z pólů to vede k tmavší (s nižší intenzitou) končetině, než by se normálně očekávalo u sféricky symetrické hvězdy. Teplotní gradient může také znamenat, že Vega má konvekční zónu kolem rovníku, zatímco zbytek atmosféry bude pravděpodobně v téměř čisté radiační rovnováze . Podle Von Zeipelovy věty je místní svítivost vyšší na pólech. V důsledku toho, pokud by byla Vega pozorována podél roviny jejího rovníku místo téměř pólu, pak by její celková jasnost byla nižší.

Vzhledem k tomu, že Vega byla dlouho používána jako standardní hvězda pro kalibraci dalekohledů, objev, že se rychle otáčí, může zpochybnit některé základní předpoklady, které byly založeny na tom, že je sféricky symetrická. Díky nyní známějšímu pozorovacímu úhlu a rychlosti otáčení Vega to umožní lepší kalibrace přístroje.

Hojnost prvku

V astronomii se prvky s vyššími atomovými čísly než helium nazývají „kovy“. Metalicita fotosféry Vegy je pouze asi 32 % množství těžkých prvků v atmosféře Slunce. (Porovnejte to například s trojnásobným množstvím metalicity u podobné hvězdy Sírius ve srovnání se Sluncem.) Pro srovnání, Slunce má množství prvků těžších než helium asi Z Sol  = 0,0172 ± 0,002 . Z hlediska abundance tedy pouze asi 0,54 % Vega tvoří prvky těžší než helium. Dusík je o něco více zastoupen, kyslík je zastoupen jen nepatrně a množství síry je asi 50 % slunečního záření. Na druhou stranu, Vega má pouze 10% až 30% sluneční abundance pro většinu ostatních hlavních prvků s baryem a skandiem pod 10%.

Neobvykle nízká metalita Vega z ní dělá slabou hvězdu Lambda Boötis . Důvod existence takových chemicky zvláštních hvězd spektrální třídy A0–F0 však zůstává nejasný. Jednou z možností je, že chemická zvláštnost může být důsledkem difúze nebo ztráty hmoty, ačkoli hvězdné modely ukazují, že by k tomu normálně došlo pouze na konci životnosti hvězdy spalující vodík. Další možností je, že hvězda vznikla z mezihvězdného média plynu a prachu, které bylo neobvykle chudé na kovy.

Pozorovaný poměr helia k vodíku ve Vega je0,030 ± 0,005 , což je asi o 40 % nižší než Slunce. To může být způsobeno vymizením konvekční zóny helia blízko povrchu. Přenos energie je místo toho prováděn radiačním procesem , který může způsobovat anomálii hojnosti prostřednictvím difúze.

Kinematika

Radiální rychlost Vega je součástí pohybu této hvězdy podél přímky viditelnosti k Zemi. Pohyb od Země způsobí, že se světlo z Vegy posune na nižší frekvenci (směrem k červené) nebo na vyšší frekvenci (směrem k modré), pokud je pohyb směrem k Zemi. Rychlost lze tedy měřit z velikosti posunu spektra hvězdy. Přesná měření tohoto blueshiftu dávají hodnotu −13,9 ± 0,9 km/s . Znaménko mínus označuje relativní pohyb směrem k Zemi.

Pohyb příčný k linii pohledu způsobí, že se pozice Vegy posune vzhledem ke vzdálenějším hvězdám v pozadí. Pečlivé měření polohy hvězdy umožňuje vypočítat tento úhlový pohyb, známý jako správný pohyb . Správný pohyb Vegy je 202,03 ± 0,63 miliarcsekund (mas) za rok při rektascenci — nebeský ekvivalent zeměpisné délky — a 287,47 ± 0,54 mas/y při deklinaci , což je ekvivalent změny zeměpisné šířky . Síťový správný pohyb Vega je327,78 mas/y , což má za následek úhlový pohyb o stupeň každý11 000 let .

V galaktickém souřadnicovém systému jsou složky prostorové rychlosti Vega (U, V, W) = (−16,1 ± 0,3, −6,3 ± 0,8, −7,7 ± 0,3) km/s , pro čistou prostorovou rychlost19 km/s . Radiální složka této rychlosti – ve směru ke Slunci – je−13,9 km/s , zatímco příčná rychlost je9,9 km/s . Přestože je Vega v současnosti pouze pátou nejjasnější hvězdou na noční obloze, hvězda se pomalu rozjasňuje, protože správný pohyb způsobuje, že se přibližuje ke Slunci. Vega se nejblíže přiblíží za odhadovaných 264 000 let ve vzdálenosti perihélia 13,2 ly (4,04 pc).

Na základě kinematických vlastností této hvězdy se zdá, že patří do hvězdné asociace zvané Castor Moving Group . Vega však může být mnohem starší než tato skupina, takže členství zůstává nejisté. Tato skupina obsahuje asi 16 hvězd, včetně Alpha Librae , Alpha Cephei , Castor , Fomalhaut a Vega. Všichni členové skupiny se pohybují téměř stejným směrem s podobnou vesmírnou rychlostí . Členství v pohybující se skupině implikuje společný původ těchto hvězd v otevřené hvězdokupě , která se od té doby stala gravitačně nesvázanou. Odhadované stáří této pohybující se skupiny je 200 ± 100 milionů let a mají průměrnou kosmickou rychlost16,5 km/s .

Možný planetární systém

Středně infračervené (24 μm ) snímek disku trosek kolem Vegy
Planetární systém Vega
Společník
(v pořadí od hvězdy)
Hmotnost Hlavní poloosa
( AU )
Doba oběhu
( dny )
Excentricita Sklon Poloměr
b (nepotvrzeno) ≥21,9 ± 5,1 M 🜨 0,04555 ± 0,00053 2,42977 ± 0,00016 0,25 ± 0,15
Disk na trosky 86–815 AU 6.2? °

Infračervený přebytek

Jedním z prvních výsledků družice Infrared Astronomy Satellite (IRAS) byl objev nadměrného infračerveného toku pocházejícího z Vega, nad rámec toho, co by se dalo očekávat od samotné hvězdy. Tento přebytek byl měřen při vlnových délkách 25, 60 a100  μm a přicházely z úhlového poloměru10 obloukových sekund (10″ ) se středem na hvězdu. V naměřené vzdálenosti Vega to odpovídalo skutečnému poloměru80  astronomických jednotek (AU), kde AU je průměrný poloměr oběžné dráhy Země kolem Slunce. Bylo navrženo, aby toto záření pocházelo z pole obíhajících částic s rozměrem v řádu milimetrů, protože cokoli menšího by bylo nakonec ze systému odstraněno tlakem záření nebo vtaženo do hvězdy pomocí Poynting-Robertsonova odporu . Ten je výsledkem radiačního tlaku, který vytváří účinnou sílu, která brání orbitálnímu pohybu prachové částice a způsobuje její spirálovitost dovnitř. Tento efekt je nejvýraznější u drobných částic, které jsou blíže hvězdě.

Následná měření Vega at193 μm vykazovalo nižší než očekávaný tok pro předpokládané částice, což naznačuje, že místo toho musí být v řádu100 μm nebo méně. K udržení tohoto množství prachu na oběžné dráze kolem Vegy by byl zapotřebí neustálý zdroj doplňování. Navrhovaným mechanismem pro udržení prachu byl disk sjednocených těles, která se rozpadala a vytvořila planetu. Modely namontované na distribuci prachu kolem Vegy naznačují, že jde o kruhový disk o poloměru 120 astronomických jednotek při pohledu téměř od pólu. Kromě toho je ve středu disku otvor s poloměrem ne menším než80 AU .

Po objevu infračerveného přebytku kolem Vegy byly nalezeny další hvězdy, které vykazují podobnou anomálii, kterou lze připsat emisím prachu. Od roku 2002 bylo nalezeno asi 400 těchto hvězd a začaly se nazývat hvězdy typu „Vega-like“ nebo „Vega-excess“. Předpokládá se, že tyto mohou poskytnout vodítka k původu Sluneční soustavy .

Disky na trosky

Do roku 2005 vytvořil Spitzerův vesmírný dalekohled infračervené snímky prachu kolem Vegy s vysokým rozlišením. Ukázalo se, že se prodlužuje na 43″ (330 AU ) při vlnové délce24 μm , 70″ (543 AU ) at70 μm a105″ (815 AU ) at160 μm . Bylo zjištěno, že tyto mnohem širší disky jsou kruhové a bez shluků, s prachovými částicemi v rozmezí 1–o velikosti 50 μm . Odhadovaná celková hmotnost tohoto prachu je 3 × 10−3krát větší hmotnost než Země (asi 7,5krát hmotnější než pás asteroidů ). Produkce prachu by vyžadovala srážky mezi asteroidy v populaci odpovídající Kuiperově pásu kolem Slunce. Prach je tedy s větší pravděpodobností vytvořen diskem trosek kolem Vegy, spíše než z protoplanetárního disku , jak se dříve myslelo.

Umělcův koncept nedávné masivní kolize objektů velikosti trpasličích planet , které mohly přispět k prachovému prstenci kolem Vegy

Vnitřní hranice troskového disku byla odhadnuta na11″ ± 2″ nebo 70–100 AU . Prachový disk vzniká, když tlak radiace z Vegy vytlačuje trosky z kolizí větších objektů směrem ven. Nepřetržitá produkce množství prachu pozorovaného v průběhu života Vegy by však vyžadovala enormní počáteční hmotnost – odhadovanou jako stonásobek hmotnosti Jupiteru . Je tedy pravděpodobnější, že vznikl v důsledku relativně nedávného rozpadu středně velké (nebo větší) komety nebo asteroidu, které se pak dále fragmentovaly v důsledku kolizí mezi menšími složkami a jinými tělesy. Tento prachový disk by byl relativně mladý v časovém měřítku stáří hvězdy a nakonec bude odstraněn, pokud jiné kolize neposkytnou více prachu.

Pozorování, nejprve pomocí interferometru Palomar Testbed od Davida Ciardiho a Gerarda van Belle v roce 2001 a později potvrzená polem CHARA na Mt. Wilson v roce 2006 a infračerveným optickým teleskopem na Mt. Hopkins v roce 2011, odhalila důkazy o vnitřním prachu. kapela kolem Vegy. Vznikající uvnitř8 AU hvězdy, tento exozodiakální prach může být důkazem dynamických poruch v systému. To může být způsobeno intenzivním bombardováním komet nebo meteorů a může být důkazem existence planetárního systému.

Možné planety

Pozorování z teleskopu Jamese Clerka Maxwella v roce 1997 odhalila „protáhlou jasnou centrální oblast“, která dosáhla vrcholu na 9″ (70 AU ) na severovýchod od Vega. To bylo předpokládáno buď jako porucha prachového disku planetou nebo obíhajícím objektem, který byl obklopen prachem. Snímky dalekohledu Keck však vyloučily společníka s magnitudou 16, což by odpovídalo tělesu o hmotnosti více než 12krát větší než Jupiter. Astronomové z Joint Astronomy Center na Havaji a UCLA navrhli, že snímek může naznačovat planetární systém, který stále prochází formací.

Určení povahy planety nebylo jednoduché; článek z roku 2002 předpokládá, že shluky jsou způsobeny planetou o hmotnosti zhruba Jupiteru na excentrické oběžné dráze . Prach by se shromažďoval na oběžných drahách, které mají střední pohybové rezonance s touto planetou – kde jejich oběžné periody tvoří celočíselné zlomky s periodou planety – a produkují výslednou hrudku.

Umělcův dojem z planety kolem Vegy

V roce 2003 byla vyslovena hypotéza, že tyto shluky by mohly být způsobeny planetou o hmotnosti zhruba Neptunu , která migrovala ze 40 na65  AU za 56 milionů let, oběžná dráha dostatečně velká, aby umožnila vznik menších kamenných planet blíže k Veze. Migrace této planety by pravděpodobně vyžadovala gravitační interakci s druhou planetou s vyšší hmotností na menší oběžné dráze.

Pomocí koronografu na dalekohledu Subaru na Havaji v roce 2005 byli astronomové schopni dále omezit velikost planety obíhající kolem Vegy na maximálně 5–10násobek hmotnosti Jupiteru. Problematika možných shluků v troskovém disku byla znovu přezkoumána v roce 2007 pomocí novějších, citlivějších přístrojů na Plateau de Bure Interferometer . Pozorování ukázala, že prstenec trosek je hladký a symetrický. Nebyl nalezen žádný důkaz o dříve hlášených kapkách, což zpochybnilo předpokládanou obří planetu. Hladká struktura byla potvrzena v následných pozorováních Hughesem et al. (2012) a Herschelův vesmírný dalekohled .

Přestože planeta musí být v okolí Vegy ještě přímo pozorována, nelze zatím vyloučit přítomnost planetárního systému. Mohly by tedy existovat menší terestrické planety obíhající blíže ke hvězdě. Sklon planetárních drah kolem Vegy bude pravděpodobně úzce souosý s rovníkovou rovinou této hvězdy.

Z pohledu pozorovatele na hypotetické planetě kolem Vegy by se Slunce jevilo jako slabá hvězda o velikosti 4,3 magnitudy v souhvězdí Columba .

V roce 2021 dokument analyzující 10 let spekter Vega detekoval kandidátský 2,43denní signál kolem Vegy, u kterého se statisticky odhaduje, že má pouze 1% šanci, že bude falešně pozitivní. S ohledem na amplitudu signálu autoři odhadli minimální hmotnost21,9 ± 5,1 hmotností Země, ale vzhledem k velmi šikmé rotaci samotné Vegy o pouhých 6,2° z pohledu Země, může být planeta zarovnaná také s touto rovinou, což jí dává skutečnou hmotnost203 ± 47 hmotností Země. Vědci také objevili mdlobu196,4+1,6
−1,9
-denní signál, který by se mohl převést na a80 ± 21 hmotností Země (740 ± 190 při sklonu 6,2°), ale je příliš slabý na to, aby se dal s dostupnými údaji označit za skutečný signál.

Etymologie a kulturní význam

Předpokládá se, že název pochází z arabského výrazu Al Nesr al Waki ​​النسر الواقع , který se objevil v katalogu hvězd Al Achsasi al Mouakket a byl přeložen do latiny jako Vultur Cadens , „padající orel/sup“. Souhvězdí bylo reprezentováno jako sup ve starověkém Egyptě a jako orel nebo sup ve starověké Indii . Arabské jméno se pak objevilo v západním světě v alfonsinských tabulkách , které byly sepsány v letech 1215 až 1270 na příkaz krále Alfonse X. Středověcí astrolábové Anglie a západní Evropy používali jména Wega a Alvaca a zobrazovali ji a Altaira jako ptáky.

Mezi obyvateli severní Polynésie byla Vega známá jako whetu o te tau , roční hvězda. Po určitou dobu to znamenalo začátek jejich nového roku, kdy byla půda připravena k výsadbě. Nakonec se tato funkce stala označenou Plejádami .

Asyřané pojmenovali tuto polární hvězdu Dayan-stejně, „Soudce nebes“, zatímco v akkadštině to bylo Tir-anna, „Život nebes“. V babylonské astronomii mohla být Vega jednou z hvězd jménem Dilgan, „Posel světla“. Pro starověké Řeky bylo souhvězdí Lyra vytvořeno z Orfeovy harfy , jejíž rukojetí byla Vega. Pro Římskou říši byl začátek podzimu založen na hodině, kdy Vega zapadla pod obzor.

V čínštině織女( Zhī ), což znamená Tkající dívka (asterismus) , označuje asterismus sestávající z Vega, ε Lyrae a ζ 1 Lyrae . V důsledku toho je čínské jméno pro Vega織女一( Zhī Nǚ yī , anglicky: The First Star of Weaving Girl ). V čínské mytologii existuje milostný příběh Qixi (七夕), ve kterém jsou Niulang (牛郎, Altair ) a jeho dvě děti ( β Aquilae a γ Aquilae ) odděleni od své matky Zhinü (織女, rozsvícená „tkadlena“, Vega), který je na opačné straně řeky, Mléčné dráhy . Jeden den v roce, sedmého dne sedmého měsíce čínského lunisolárního kalendáře , však straky udělají most, aby se Niulang a Zhinü mohli opět nakrátko setkat. Na této legendě je založen i japonský festival Tanabata , ve kterém je Vega známá jako Orihime (織姫).

V zoroastrismu byla Vega někdy spojována s Vanantem, menším božstvem, jehož jméno znamená „dobyvatel“.

Domorodí Boorongové ze severozápadní Victorie v Austrálii ji pojmenovali jako Neilloan , „létající půjčka “.

Ve Šrímad Bhágavatamu Shri Krishna říká Arjunovi , že mezi Nakshatry je Abhijit, což naznačuje příznivost této Nakshatry.

Středověcí astrologové považovali Vegu za jednu z behenských hvězd a spojovali ji s chryzolitem a zimním kořením . Cornelius Agrippa uvedl své kabalistické znamení Agrippa1531 Vulturcadens.pngpod Vultur cadens , doslovný latinský překlad arabského jména. Středověké hvězdné mapy také uváděly alternativní jména Waghi, Vagieh a Veka pro tuto hvězdu.

Báseň WH Audena z roku 1933 „ Letní noc (Geoffreymu Hoylandovi) “ skvěle začíná dvojverším „Venku na trávníku ležím v posteli,/Vega nápadná nad hlavou“.

Vega se od roku 1954 stala první hvězdou, která měla vůz pojmenován po ní, s francouzskou řadou vozů Facel Vega a později v Americe uvedl Chevrolet model Vega v roce 1971. Mezi další vozidla pojmenovaná po Veze patří uvedení modelu Vega ESA . systému a letadla Lockheed Vega .

Jak ve filmu, tak i v románu Kontakt , který napsal Carl Sagan , je z okolí Vegy přijata mimozemská zpráva s návodem, jak postavit rychlejší než lehký dopravní stroj.

Poznámky

Reference

externí odkazy