Вега

Вега
	Расположение Веги (обведено)
Данные наблюдений ; Эпоха J2000.0 Равноденствие J2000.0
Созвездие	Лира
Произношение	/ ˈ v iː ɡ ə / или / ˈ v eɪ ɡ ə /
Прямое восхождение	18 час 36 м 56.33635 с
Склонение	+38° 47′ 01.2802″
Apparent magnitude (V)	+0.026 (−0.02 – +0.07)
Характеристики
Эволюционный этап	Основная последовательность
Спектральный тип	А0Ва
U-B Индекс цвета	0.00
B-V Индекс цвета	0.00
Тип переменной	Дельта Шилдс
Астрометрия
Радиальная скорость (R v )	−13.9 ± 0.9 км/с
Собственное движение (μ)	ДАТА: 200.94 мас / ; Декабрь: 286,23 мас /
Параллакс (р)	130,23 ± 0,36 мсек.
Расстояние	25,04 ± 0,07 св. лет ; (7,68 ± 0,02 шт .)
Абсолютная величина ( МВ )	+0.582
Подробности
Масса	2.15 +0.10 ; −0.15 M ☉
Радиус	2,726 ± 0,006 (экваториальный), 2,418 ± 0,008 (полярный) R ☉
Яркость	47.2 ± 0.2 L ☉
Поверхностная сила тяжести (log g )	4.1 ± 0.1 cgs
Температура	10070 ± 90 (полярный), 8910 ± 130 (экваториальный) К
Металличность [Fe/H]	−0.5 ловкость
Вращение	16,3 ч.
Скорость вращения ( v sin i )	21.3 ± 0.2 км/с
Возраст	700 +150 ; −75 Мир
Другие обозначения
	Один , Сочная Лира , Альфа Лиры, α Лиры , 3 Лиры , BD +38°3238 , GJ 721, HD 172167, HIP 91262, HR 7001, SAO 67174, LTT 15486
Ссылки на базы данных
СИМБАД	данные

Вега ярчайшая звезда северного созвездия Лиры . — Он имеет обозначение Байера α Lyrae , которое латинизировано до Alpha Lyrae и сокращенно Alpha Lyr или α Lyr . Эта звезда находится относительно близко , всего в 25 световых годах (7,7 парсека ) от Солнца , и является одной из самых ярких звезд в окрестностях Солнца . Это пятая по яркости звезда ночного неба и вторая по яркости звезда северного небесного полушария после Арктура .

Вега тщательно изучалась астрономами, в результате чего ее назвали «возможно, следующей по значимости звездой на небе после Солнца». ^{[ 18 ]} Вега была северной полярной звездой около 12 000 г. до н. э. и снова станет таковой около 13 727 года, когда ее склонение составит +86° 14′. ^{[ 19 ]} Вега была первой звездой, кроме Солнца, изображение и спектр которой были сфотографированы. ^{[ 20 ]}^{[ 21 ]} Это была одна из первых звезд, расстояние до которой было оценено с помощью измерений параллакса . Вега служила базовой линией для калибровки фотометрической шкалы яркости и была одной из звезд, используемых для определения нулевой точки фотометрической системы UBV .

Возраст Веги составляет лишь одну десятую возраста Солнца, но, поскольку она в 2,1 раза массивнее, ее ожидаемая продолжительность жизни также составляет одну десятую продолжительности жизни Солнца; обе звезды в настоящее время приближаются к середине своего существования на главной последовательности . По сравнению с Солнцем, Вега имеет меньшее содержание элементов тяжелее гелия . ^{[ 13 ]} Вега также является переменной звездой , то есть звездой, яркость которой колеблется. Он быстро вращается со скоростью 236 км/с на экваторе. Это приводит к тому, что экватор выпячивается наружу из-за центробежных звезды эффектов, и в результате происходит изменение температуры в фотосфере , которое достигает максимума на полюсах. С Земли Вегу наблюдают со стороны одного из этих полюсов. ^{[ 22 ]}

Судя по наблюдениям за более сильным, чем ожидалось, инфракрасным похоже, имеет диск околозвездный пылевой излучением, Вега , . Эта пыль, вероятно, является результатом столкновений между объектами на орбитальном диске обломков , который аналогичен поясу Койпера в Солнечной системе . ^{[ 23 ]} Звезды, которые демонстрируют избыток инфракрасного излучения из-за выброса пыли, называются звездами типа Веги. ^{[ 24 ]} был обнаружен кандидат в сверхгорячий Нептун на 2,43-дневной орбите вокруг Веги В 2021 году методом лучевых скоростей , а также еще один возможный сигнал массы Сатурна с периодом около 200 дней. ^{[ 25 ]}

Номенклатура

Вега — самая яркая звезда в созвездии Лиры.

α Лиры ( латинизированное название Альфа Лиры звезды ) — это обозначение по Байеру . Традиционное название Вега (ранее Wega ^{[ 15 ]}) происходит от свободной транслитерации арабского слова wāqi ' ( арабский : واقع ), означающего «падение» или «приземление», через фразу ан-наср аль-ваки ( арабский : النّسر الْواقع ), «падающий орел». ^{[ 26 ]} В 2016 году Международный астрономический союз (МАС) организовал Рабочую группу по названиям звезд (WGSN). ^{[ 27 ]} каталогизировать и стандартизировать имена собственные для звезд. Первый бюллетень WGSN за июль 2016 г. ^{[ 28 ]} включена таблица первых двух групп имен, одобренных WGSN; который включал Вегу для этой звезды. Теперь оно внесено в Каталог звездных имен МАС . ^{[ 29 ]}

Наблюдение

Вегу часто можно увидеть вблизи зенита в средних северных широтах вечером летом в Северном полушарии . ^{[ 30 ]} В средних южных широтах его можно увидеть низко над северным горизонтом зимой в Южном полушарии . При склонении +38,78° Вегу можно увидеть только на широте к северу от 51° ю.ш. Поэтому он вообще не поднимается нигде в Антарктиде или в самой южной части Южной Америки, включая Пунта-Аренас , Чили (53° ю.ш.). На широтах к северу от 51° с.ш. Вега постоянно остается над горизонтом как околополярная звезда . Примерно 1 июля Вега достигает кульминации в полночь , пересекая меридиан . в это время ^{[ 31 ]} Кроме того, Вега пикирует и целует горизонт на истинном севере в полночь 31 декабря/1 января, если смотреть с 51° с.ш.

Каждую ночь положение звезд меняется по мере вращения Земли. Однако когда звезда расположена вдоль оси вращения Земли, она остается в том же положении и поэтому называется полярной звездой . Направление оси вращения Земли постепенно меняется со временем в процессе, известном как прецессия равноденствий . Полный цикл прецессии занимает 25 770 лет. ^{[ 32 ]} в течение этого времени полюс вращения Земли следует по круговой траектории через небесную сферу , проходя вблизи нескольких выдающихся звезд. В настоящее время полярной звездой является Полярная звезда , но около 12 000 г. до н. э. полюс находился всего в пяти градусах от Веги. В результате прецессии полюс снова пройдет возле Веги около 14 000 г. н. э. ^{[ 33 ]} Вега — ярчайшая из последовательных звезд северного полюса. ^{[ 15 ]} Через 210 000 лет Вега станет самой яркой звездой ночного неба. ^{[ 34 ]} и достигнет пика яркости через 290 000 лет с видимой величиной –0,81. ^{[ 34 ]}

Эта звезда находится в вершине широко разнесенного астеризма , называемого Летним треугольником , который состоит из Веги плюс двух звезд первой величины Альтаира в Орле и Денеба в Лебеде . ^{[ 30 ]} Это образование имеет приблизительную форму прямоугольного треугольника , в котором Вега расположена под прямым углом . Летний треугольник можно узнать на северном небе, поскольку в его окрестностях мало других ярких звезд. ^{[ 35 ]}

История наблюдений

Астрофотография , фотография небесных объектов, началась в 1840 году, когда Джон Уильям Дрейпер сделал изображение Луны с помощью процесса дагерротипирования . 17 июля 1850 года Вега стала первой звездой (кроме Солнца), которую сфотографировали, когда ее сфотографировали Уильям Бонд и Джон Адамс Уиппл в обсерватории Гарвардского колледжа , также с помощью дагерротипа. ^{[ 15 ]}^{[ 20 ]}^{[ 36 ]} В августе 1872 года Генри Дрейпер сделал фотографию спектра Веги — первую фотографию спектра звезды, показывающую линии поглощения. ^{[ 21 ]} Подобные линии уже были идентифицированы в спектре Солнца. ^{[ 37 ]} В 1879 году Уильям Хаггинс использовал фотографии спектров Веги и подобных звезд, чтобы идентифицировать набор из двенадцати «очень сильных линий», общих для этой категории звезд. Позже они были идентифицированы как линии из серии Hydrogen Balmer . ^{[ 38 ]} С 1943 года спектр этой звезды служит одной из стабильных опорных точек, по которым классифицируются другие звезды. ^{[ 39 ]}

Расстояние до Веги можно определить, измеряя сдвиг ее параллакса на фоне звезд, когда Земля вращается вокруг Солнца. Джузеппе Каландрелли заметил звездный параллакс в 1805–1806 годах и пришел к значению звезды в 4 секунды, что было сильно завышенной оценкой. ^{[ 40 ]} Первым человеком, опубликовавшим параллакс звезды, был Фридрих Г.В. фон Струве , когда он объявил значение 0,125 угловой секунды ( 0,125″ ) для Веги. ^{[ 41 ]} Фридрих Бессель скептически отнесся к данным Струве, и, когда Бессель опубликовал параллакс 0,314 дюйма для звездной системы 61 Лебедя , Струве пересмотрел свое значение параллакса Веги, почти удвоив первоначальную оценку. Это изменение поставило под сомнение данные Струве. Таким образом, большинство астрономов того времени, включая Струве, приписывали Бесселю первый опубликованный результат параллакса. Однако первоначальный результат Струве на самом деле был близок к принятому ныне значению 0,129″, ^{[ 42 ]}^{[ 43 ]} По данным спутника Hipparcos астрометрического . ^{[ 4 ]}^{[ 44 ]}^{[ 45 ]}

Яркость звезды, видимая с Земли, измеряется по стандартизированной логарифмической шкале . Эта видимая величина представляет собой числовое значение, значение которого уменьшается с увеличением яркости звезды. Самые тусклые звезды, видимые невооруженным глазом, имеют шестую звездную величину, а самая яркая на ночном небе, Сириус , имеет звездную величину -1,46. Чтобы стандартизировать шкалу звездных величин, астрономы выбрали Вегу и несколько подобных звезд и усреднили их яркость, чтобы представить нулевую звездную величину на всех длинах волн. Таким образом, на протяжении многих лет Вега использовалась в качестве базовой линии для калибровки абсолютных фотометрических шкал яркости. ^{[ 46 ]} Однако это уже не так, поскольку нулевая точка видимой величины теперь обычно определяется в терминах определенного численно заданного потока . Такой подход более удобен для астрономов, поскольку Вега не всегда доступна для калибровки и различается по яркости. ^{[ 47 ]}

измеряет Фотометрическая система UBV звездную величину с помощью ультрафиолетового , синего и желтого фильтров, получая значения U , B и V соответственно. Вега — одна из шести звезд A0V , которые использовались для установки начальных средних значений этой фотометрической системы, когда она была введена в 1950-х годах. Средние звездные величины этих шести звезд были определены как: U - B = B - V = 0. По сути, шкала звездных величин была откалибрована таким образом, чтобы звездные величины этих звезд были одинаковыми в желтой, синей и ультрафиолетовой частях звездного неба. электромагнитный спектр . ^{[ 48 ]} Таким образом, Вега имеет относительно плоский электромагнитный спектр в визуальной области — диапазон длин волн 350–850 нанометров , большую часть которого можно увидеть человеческим глазом, — поэтому плотности потока примерно равны; 2000–4000 Ян . ^{[ 49 ]} Однако плотность потока Веги быстро падает в инфракрасном диапазоне и составляет около 100 Ян на расстоянии 5 микрометров . ^{[ 50 ]}

Фотометрические измерения Веги в 1930-х годах показали, что звезда имела переменность низкой звездной величины порядка ±0,03 звездной величины (около ±2,8%). ^{[ примечание 1 ]} яркость). Этот диапазон изменчивости был близок к пределу возможностей наблюдений для того времени, поэтому вопрос об изменчивости Веги был спорным. Величина Веги была снова измерена в 1981 году в обсерватории Дэвида Данлэпа и показала некоторую небольшую изменчивость. Таким образом, было высказано предположение, что Вега время от времени демонстрировала пульсации малой амплитуды, связанные с переменной Дельта Щита . ^{[ 51 ]} Это категория звезд, которые колеблются когерентным образом, что приводит к периодическим пульсациям светимости звезды. ^{[ 52 ]} Хотя Вега соответствует физическому профилю этого типа переменной, другие наблюдатели не обнаружили таких изменений. Таким образом, считалось, что изменчивость, возможно, является результатом систематических ошибок в измерениях. ^{[ 53 ]}^{[ 54 ]} Тем не менее, в статье 2007 года были рассмотрены эти и другие результаты и сделан вывод: «Консервативный анализ приведенных выше результатов предполагает, что Вега, вполне вероятно, варьируется в диапазоне 1–2% с возможными случайными отклонениями до 4% от среднего значения». ". ^{[ 55 ]} Кроме того, в статье 2011 года подтверждается, что «долгосрочная (годовая) изменчивость Веги была подтверждена». ^{[ 56 ]}

Вега стала первой одиночной звездой главной последовательности за пределами Солнца, известной как излучатель рентгеновского излучения, когда в 1979 году ее наблюдали с помощью рентгеновского телескопа, запущенного на Aerobee 350 с ракетного полигона Уайт-Сэндс . ^{[ 57 ]} В 1983 году Вега стала первой звездой, у которой был обнаружен пылевой диск. Инфракрасный астрономический спутник (IRAS) обнаружил избыток инфракрасного излучения, исходящего от звезды, и это было связано с энергией, излучаемой орбитальной пылью, когда она нагревалась звездой. ^{[ 58 ]}

Физические характеристики

Веги Спектральный класс с голубым оттенком — A0V, что делает ее белой звездой главной последовательности происходит синтез водорода и гелия , в ядре которой . Поскольку более массивные звезды используют свое термоядерное топливо быстрее, чем более мелкие, время жизни Веги на главной последовательности составляет примерно один миллиард лет, что составляет десятую часть времени жизни Солнца. ^{[ 59 ]} Современный возраст этой звезды составляет около 455 миллионов лет. ^{[ 60 ]} или примерно до половины ожидаемой общей продолжительности жизни главной последовательности. Покинув главную последовательность, Вега станет красным гигантом класса М и потеряет большую часть своей массы, став, наконец, белым карликом . В настоящее время масса Веги более чем в два раза больше. ^{[ 22 ]} Солнца, а его болометрическая светимость примерно в 40 раз превышает солнечную. Поскольку он вращается быстро, примерно раз в 16,5 часов, ^{[ 14 ]} При наблюдении почти с полюса его видимая светимость, рассчитанная при условии одинаковой яркости по всей поверхности, примерно в 57 раз превышает солнечную. ^{[ 12 ]} Если Вега переменная, то это может быть тип Дельты Щита с периодом около 0,107 суток. ^{[ 51 ]}

Большая часть энергии, производимой в ядре Веги, генерируется в результате цикла углерод-азот-кислород ( CNO-цикл ), процесса ядерного синтеза , который объединяет протоны с образованием ядер гелия через промежуточные ядра углерода, азота и кислорода. Этот процесс становится доминирующим при температуре около 17 млн К. ^{[ 61 ]} которая немного выше, чем температура ядра Солнца, но менее эффективна, чем реакция цепного протон-протонного синтеза Солнца. Цикл CNO очень чувствителен к температуре, что приводит к образованию конвекционной зоны вокруг ядра. ^{[ 62 ]} который равномерно распределяет «золу» от реакции термоядерного синтеза внутри основной области. Вышележащая атмосфера находится в радиационном равновесии . В этом отличие от Солнца, у которого есть зона излучения с центром в ядре и вышележащая зона конвекции. ^{[ 63 ]}

Поток энергии от Веги был точно измерен относительно стандартных источников света. На длине волны 5480 Å плотность потока составляет 3650 Ян с погрешностью 2%. ^{[ 64 ]} В визуальном спектре Веги преобладают линии поглощения водорода; в частности, рядом водорода Бальмера с электроном n = 2 с главным квантовым числом . ^{[ 65 ]}^{[ 66 ]} Линии других элементов относительно слабы, наиболее сильными из них являются ионизированные магний , железо и хром . ^{[ 67 ]} Рентгеновское корона излучение Веги очень низкое, что свидетельствует о том, что этой звезды должна быть очень слабой или вообще отсутствовать. ^{[ 68 ]} Однако, поскольку полюс Веги обращен к Земле и полярная корональная дыра , может присутствовать ^{[ 57 ]}^{[ 69 ]} Подтверждение короны как вероятного источника рентгеновского излучения, обнаруженного с Веги (или региона, очень близкого к Веге), может быть затруднено, поскольку большая часть любых корональных рентгеновских лучей не будет излучаться вдоль луча зрения. ^{[ 69 ]}^{[ 70 ]}

С помощью спектрополяриметрии поверхности Веги обнаружила магнитное поле на группа астрономов Обсерватории Пик дю Миди . Это первое подобное обнаружение магнитного поля у звезды спектрального класса А, которая не является Ар химически пекулярной звездой . Средняя составляющая этого поля на прямой видимости имеет силу -0,6 ± 0,3 гаусса (Гс) . ^{[ 71 ]} Это сравнимо со средним магнитным полем на Солнце. ^{[ 72 ]} Сообщается, что для Веги магнитные поля составляют примерно 30 Гс по сравнению с примерно 1 Гс для Солнца. ^{[ 57 ]} В 2015 году яркие звездные пятна на поверхности звезды были обнаружены — первое подобное обнаружение для нормальной звезды А-типа , и эти особенности свидетельствуют о вращательной модуляции с периодом 0,68 дня. ^{[ 73 ]}

Вращение

Вега имеет период вращения 16,3 часа, ^{[ 14 ]} намного быстрее, чем период вращения Солнца, но похож на периоды вращения Юпитера и Сатурна и немного медленнее . Из-за этого Вега значительно сплющена , как и эти две планеты.

Когда радиус Веги был измерен с высокой точностью с помощью интерферометра , это привело к неожиданно большому расчетному значению в 2,73 ± 0,01 раза больше радиуса Солнца . Это на 60% больше радиуса звезды Сириус, тогда как звездные модели показали, что он должен быть всего лишь примерно на 12% больше. Однако это несоответствие можно объяснить, если Вега — быстро вращающаяся звезда, на которую смотрят со стороны ее полюса вращения. Наблюдения с помощью установки CHARA в 2005–2006 годах подтвердили этот вывод. ^{[ 12 ]}

Полюс Веги — ее ось вращения — наклонен не более чем на пять градусов от луча зрения на Землю. В верхнем пределе оценок скорость вращения Веги составляет 236,2 ± 3,7 км/с. ^{[ 60 ]} вдоль экватора, что намного выше наблюдаемой (т.е. прогнозируемой ) скорости вращения, поскольку Вега видна почти с полюса. Это 88% скорости, при которой звезда начала бы разрушаться под действием центробежных сил . ^{[ 60 ]} Такое быстрое вращение Веги приводит к выраженной экваториальной выпуклости, поэтому радиус экватора на 19% больше полярного радиуса, по сравнению с чуть менее 11% у Сатурна, самой сплюснутой из планет Солнечной системы. (Оценочный полярный радиус этой звезды составляет 2,362 ± 0,012 солнечного радиуса , а экваториальный радиус — 2,818 ± 0,013 солнечного радиуса. ^{[ 60 ]}) С Земли эта выпуклость рассматривается со стороны ее полюса, что дает слишком большую оценку радиуса.

Местная поверхностная гравитация изменению эффективной температуры над звездой: полярная температура составляет около 10 000 К , а экваториальная температура составляет около 8 152 К. на полюсах больше, чем на экваторе, что приводит к ^{[ 60 ]} Эта большая разница температур между полюсами и экватором вызывает сильный эффект гравитационного затемнения . Если смотреть с полюсов, это приводит к более темному (более низкой интенсивности) краю, чем обычно можно было бы ожидать от сферически-симметричной звезды. Градиент температуры также может означать, что у Веги есть зона конвекции вокруг экватора. ^{[ 12 ]}^{[ 74 ]} в то время как остальная часть атмосферы, вероятно, будет находиться почти в чистом радиационном равновесии . ^{[ 75 ]} По теореме фон Цейпеля локальная светимость выше на полюсах. В результате, если бы Вегу смотрели вдоль плоскости ее экватора, а не почти с полюса, то ее общая яркость была бы ниже.

Поскольку Вега долгое время использовалась в качестве стандартной звезды для калибровки телескопов , открытие того, что она быстро вращается, может поставить под сомнение некоторые основные предположения, основанные на ее сферической симметрии. Теперь, когда угол обзора и скорость вращения Веги стали более известны, это позволит улучшить калибровку инструментов. ^{[ 76 ]}

Обилие элементов

В астрономии элементы с более высокими атомными номерами , чем у гелия, называются «металлами». Металличность . Веги фотосферы составляет лишь около 32% от содержания тяжелых элементов в атмосфере Солнца ^{[ примечание 2 ]} (Сравните это, например, с трехкратным содержанием металличности в аналогичной звезде Сириус по сравнению с Солнцем.) Для сравнения, на Солнце содержание элементов тяжелее гелия составляет около Z _Sol = 0,0172 ± 0,002 . ^{[ 77 ]} Таким образом, по содержанию лишь около 0,54% Веги состоит из элементов тяжелее гелия. Азота немного больше , кислорода лишь немного меньше, а содержание серы составляет около 50% от солнечного. С другой стороны, Вега содержит лишь от 10% до 30% солнечного содержания большинства других основных элементов с барием и скандием ниже 10%. ^{[ 60 ]}

Необычайно низкая металличность Веги делает ее слабой звездой Лямбда Боэтиса . ^{[ 78 ]}^{[ 79 ]} Однако причина существования таких химически пекулярных звезд спектрального класса A0–F0 остается неясной. Одна из возможностей заключается в том, что химическая особенность может быть результатом диффузии или потери массы, хотя звездные модели показывают, что обычно это происходит только ближе к концу жизни звезды, горящей водородом. Другая возможность состоит в том, что звезда образовалась из межзвездной среды газа и пыли, которая была необычно бедна металлами. ^{[ 80 ]}

Наблюдаемое соотношение гелия и водорода в Веге составляет 0,030 ± 0,005 , что примерно на 40% ниже, чем на Солнце. Это может быть связано с исчезновением зоны конвекции гелия вблизи поверхности. Вместо этого передача энергии осуществляется посредством радиационного процесса , который может вызывать аномалию содержания за счет диффузии. ^{[ 81 ]}

Кинематика

Лучевая скорость Веги является составляющей движения этой звезды вдоль луча зрения на Землю. Удаление от Земли приведет к смещению света от Веги к более низкой частоте (в сторону красного цвета) или к более высокой частоте (в сторону синего цвета), если движение направлено к Земле. Таким образом, скорость можно измерить по величине смещения спектра звезды. Точные измерения этого синего смещения дают значение -13,9 ± 0,9 км/с . ^{[ 9 ]} Знак минус указывает на относительное движение к Земле.

Движение поперек луча зрения приводит к смещению положения Веги относительно более удаленных звезд фона. Тщательное измерение положения звезды позволяет это угловое движение, известное как собственное движение рассчитать . Собственное движение Веги составляет 202,03 ± 0,63 миллисекунды дуги (мсек) в год по прямому восхождению — небесному эквиваленту долготы — и 287,47 ± 0,54 миллисекунды в год по склонению , что эквивалентно изменению широты . Чистое собственное движение Веги составляет 327,78 мсек/год . ^{[ 82 ]} что приводит к угловому смещению на один градус каждые 11 000 лет .

В галактической системе координат компоненты космической скорости Веги составляют (U, V, W) = ( -16,1 ± 0,3 , -6,3 ± 0,8 , -7,7 ± 0,3 ) км/с , для чистой космической скорости 19 км/с. с . ^{[ 83 ]} Радиальная составляющая этой скорости — в направлении Солнца — составляет —13,9 км/с , а поперечная скорость — 12,9 км/с . ^{[ нужна ссылка ]} Хотя в настоящее время Вега является лишь пятой по яркости звездой на ночном небе, звезда медленно становится ярче, поскольку собственное движение заставляет ее приближаться к Солнцу. ^{[ 84 ]} Вега приблизится на максимальное расстояние примерно через 264 000 лет на расстоянии перигелия 13,2 световых лет (4,04 пк). ^{[ 85 ]}

Судя по кинематическим свойствам этой звезды, она принадлежит к звездной ассоциации, называемой Движущейся группой Кастора . Однако Вега может быть намного старше этой группы, поэтому членство остается неопределенным. ^{[ 60 ]} В эту группу входят около 16 звезд, в том числе Альфа Весов , Альфа Цефеи , Кастор , Фомальгаут и Вега. Все члены группы движутся почти в одном направлении с одинаковыми пространственными скоростями . Членство в движущейся группе предполагает общее происхождение этих звезд в рассеянном скоплении , которое с тех пор стало гравитационно несвязанным. ^{[ 86 ]} Предполагаемый возраст этой движущейся группы составляет 200 ± 100 миллионов лет , а их средняя космическая скорость составляет 16,5 км/с . ^{[ примечание 3 ]}^{[ 83 ]}

Возможная планетная система

Планетарная система Вега ^{[ 25 ]}
Компаньон (в порядке от звезды)	Масса	Большая полуось ( В )	Орбитальный период ( дни )	Эксцентриситет	Наклон	Радиус
б (не подтверждено)	≥21.9 ± 5.1 M _🜨	0.04555 ± 0.00053	2.42977 ± 0.00016	0.25 ± 0.15	—	—
Диск обломков	86–815 а.е.				6.2? °	—

Инфракрасный избыток

Одним из первых результатов работы инфракрасного астрономического спутника (IRAS) было открытие избыточного инфракрасного потока, исходящего от Веги, сверх того, что можно было бы ожидать только от звезды. Это превышение было измерено на длинах волн 25, 60 и 100 мкм и произошло в пределах углового радиуса 10 угловых секунд ( 10 дюймов ) с центром на звезде. На измеренном расстоянии Веги это соответствовало фактическому радиусу в 80 астрономических единиц (а.е.), где а.е. — средний радиус орбиты Земли вокруг Солнца. Было высказано предположение, что это излучение исходит от поля орбитальных частиц размером порядка миллиметра, поскольку все, что меньше, в конечном итоге будет удалено из системы под действием радиационного давления или втянуто в звезду посредством сопротивления Пойнтинга-Робертсона . ^{[ 87 ]} Последнее является результатом радиационного давления, создающего эффективную силу, которая противодействует орбитальному движению частицы пыли, заставляя ее двигаться по спирали внутрь. Этот эффект наиболее выражен для крошечных частиц, находящихся ближе к звезде. ^{[ 88 ]}

Последующие измерения Веги на длине волны 193 мкм показали более низкий, чем ожидалось, поток предполагаемых частиц, что позволяет предположить, что вместо этого они должны быть порядка 100 мкм или меньше. Чтобы поддерживать такое количество пыли на орбите вокруг Веги, потребуется постоянный источник пополнения. Предполагаемый механизм сохранения пыли представлял собой диск сросшихся тел, которые находились в процессе коллапса, образуя планету. ^{[ 87 ]} Модели распределения пыли вокруг Веги показывают, что это круглый диск радиусом 120 астрономических единиц, наблюдаемый почти с полюса. Кроме того, в центре диска имеется отверстие радиусом не менее 80 а.е. ^{[ 89 ]}

После открытия избытка инфракрасного излучения вокруг Веги были обнаружены и другие звезды, демонстрирующие аналогичную аномалию, связанную с выбросом пыли. По состоянию на 2002 год было обнаружено около 400 таких звезд, и их стали называть звездами типа «Вега» или «звездами с избытком Веги». Считается, что они могут дать ключ к разгадке происхождения Солнечной системы . ^{[ 24 ]}

Диски обломочные

К 2005 году космический телескоп «Спитцер» получил инфракрасные изображения пыли вокруг Веги в высоком разрешении. Было показано, что он простирается до 43 дюймов ( 330 а.е. ) при длине волны 24 мкм , 70 дюймов ( 543 а.е. ) при 70 мкм и 105 дюймов ( 815 а.е. ) при 160 мкм . Было обнаружено, что эти гораздо более широкие диски имеют круглую форму и не содержат комков, с частицами пыли размером от 1 до мкм 50 . Предполагаемая общая масса этой пыли составляет 3 × 10 ⁻³ раз больше массы Земли (примерно в 7,5 раз массивнее пояса астероидов ). Производство пыли потребует столкновений между астероидами, популяция которых соответствует поясу Койпера вокруг Солнца. Таким образом, пыль, скорее всего, создана диском обломков вокруг Веги, а не протопланетным диском, как считалось ранее. ^{[ 23 ]}

Внутренняя граница диска обломков оценивалась в 11 ± 2 дюйма или 70–100 а.е. , Пылевой диск образуется, когда радиационное давление Веги выталкивает наружу обломки от столкновений более крупных объектов. Однако непрерывное производство такого количества пыли, которое наблюдалось на протяжении всей жизни Веги, потребовало бы огромной стартовой массы, которая, по оценкам, в сотни раз превышает массу Юпитера . Следовательно, более вероятно, что он образовался в результате относительно недавнего распада кометы или астероида среднего (или большего размера), который затем далее фрагментировался в результате столкновений между более мелкими компонентами и другими телами. Этот пылевой диск будет относительно молодым по шкале возраста звезды, и в конечном итоге он будет удален, если другие события столкновения не принесут больше пыли. ^{[ 23 ]}

Наблюдения, первые с помощью интерферометра испытательного стенда Паломар, проведенные Дэвидом Чарди и Жераром ван Беллем в 2001 году. ^{[ 90 ]} а затем позже подтверждено с помощью массива CHARA на горе Вильсон в 2006 году и массива инфракрасных оптических телескопов на горе Хопкинс в 2011 году. ^{[ 91 ]} выявил доказательства существования внутренней пылевой полосы вокруг Веги. , возникшая на расстоянии 8 а.е. от звезды, Эта экзозодиакальная пыль может свидетельствовать о динамических возмущениях внутри системы. ^{[ 92 ]} Это может быть вызвано интенсивной бомбардировкой комет или метеоров и может быть свидетельством существования планетной системы. ^{[ 93 ]}

Возможные планеты

Наблюдения с телескопа Джеймса Клерка Максвелла в 1997 году выявили «вытянутую яркую центральную область» с максимумом в 9 дюймов ( 70 а.е. ) к северо-востоку от Веги. Была выдвинута гипотеза, что это либо возмущение пылевого диска планетой , либо вращающимся объектом, окруженным пылью. Однако изображения, полученные телескопом Кека, исключили наличие компаньона до звездной величины 16, что соответствовало бы телу, масса которого более чем в 12 раз превышает массу Юпитера. ^{[ 94 ]} Астрономы из Объединенного астрономического центра на Гавайях и из Калифорнийского университета в Лос-Анджелесе предположили, что изображение может указывать на планетную систему, которая все еще находится в процессе формирования. ^{[ 95 ]}

Определить природу планеты было непросто; В статье 2002 года выдвигается гипотеза, что сгустки вызваны планетой массой примерно с Юпитер, находящейся на эксцентричной орбите . Пыль будет собираться на орбитах, которые имеют резонанс среднего движения с этой планетой, где их орбитальные периоды составляют целые дроби с периодом планеты, создавая в результате комковатость. ^{[ 96 ]}

В 2003 году была выдвинута гипотеза, что эти скопления могли быть вызваны примерно с Нептун планетой массой , мигрировавшей с 40 до 65 астрономических единиц за 56 миллионов лет. ^{[ 97 ]} орбита достаточно большая, чтобы позволить формирование более мелких каменистых планет ближе к Веге. Миграция этой планеты, вероятно, потребует гравитационного взаимодействия со второй планетой с большей массой, находящейся на меньшей орбите. ^{[ 98 ]}

Используя коронограф на телескопе Субару на Гавайях в 2005 году, астрономы смогли дополнительно ограничить размер планеты, вращающейся вокруг Веги, не более чем в 5–10 раз больше массы Юпитера. ^{[ 99 ]} Вопрос о возможных сгустках в диске обломков был вновь рассмотрен в 2007 году с использованием более новых, более чувствительных приборов на интерферометре Плато де Бюр . Наблюдения показали, что кольцо обломков гладкое и симметричное. Никаких доказательств существования сгустков, о которых сообщалось ранее, обнаружено не было, что ставит под сомнение гипотезу о планете-гиганте. ^{[ 100 ]} Гладкая структура была подтверждена в последующих наблюдениях Hughes et al. (2012) ^{[ 101 ]} и космический телескоп Гершель . ^{[ 102 ]}

Хотя планету вокруг Веги еще не наблюдали напрямую, наличие планетной системы пока нельзя исключать. Таким образом, могут существовать меньшие планеты земной группы , вращающиеся по орбите ближе к звезде. Наклон планетарных орбит вокруг Веги, вероятно , будет точно соответствовать экваториальной плоскости этой звезды. ^{[ 103 ]}

С точки зрения наблюдателя на гипотетической планете вокруг Веги Солнце выглядело бы как слабая звезда величиной 4,3 в созвездии Колумбы . ^{[ примечание 4 ]}

В 2021 году в статье, анализирующей спектры Веги за 10 лет, был обнаружен потенциальный 2,43-дневный сигнал вокруг Веги, вероятность ложноположительного результата которого, по статистическим оценкам, составляет всего 1%. ^{[ 25 ]} Учитывая амплитуду сигнала, авторы оценили минимальную массу в 21,9 ± 5,1 массы Земли, но, учитывая очень наклонное вращение самой Веги всего на 6,2° с точки зрения Земли, планета также может быть выровнена по этой плоскости, что дает фактическая масса 203 ± 47 масс Земли. ^{[ 25 ]} Исследователи также обнаружили слабый сигнал 196,4 +1,6.
Сигнал -1,9 дня, который можно перевести в 80 ± 21 массу Земли ( 740 ± 190 при наклоне 6,2 °), но он слишком слаб, чтобы считаться реальным сигналом с имеющимися данными. ^{[ 25 ]}

Этимология и культурное значение

Считается, что название произошло от арабского термина Аль-Неср аль-Ваки النسر الواقع , который появился в звездном каталоге Аль-Аксаси-аль-Муаккет и был переведен на латынь как Vultur Cadens , «падающий орел/стервятник». ^{[ 104 ]}^{[ примечание 5 ]} созвездие представлялось в виде стервятника В Древнем Египте . ^{[ 105 ]} и как орел или стервятник в древней Индии . ^{[ 106 ]}^{[ 107 ]} Арабское имя затем появилось в западном мире в таблицах Альфонсина . ^{[ 108 ]} которые были составлены между 1215 и 1270 годами по приказу короля Альфонсо X. ^{[ 109 ]} Средневековые астролябии Англии использовали и Западной Европы названия Вега и Альвака и изображали его и Альтаира в виде птиц. ^{[ 110 ]}

Среди северных полинезийцев Вега была известна как whetu o te tau , летняя звезда. Исторически это означало начало нового года, когда почву готовили к посадке растений. Со временем эта функция стала обозначаться Плеядами . ^{[ 111 ]}

Ассирийцы называли эту полярную звезду Даян-саме, «Судья Небесная», а по -аккадски — Тир-анна, «Жизнь Небесная». В вавилонской астрономии Вега, возможно, была одной из звезд по имени Дилган, «Посланник Света». Для древних греков созвездие Лиры образовалось из арфы Орфея с Вегой в качестве ее рукоятки. ^{[ 16 ]} В Римской империи начало осени определялось часом, когда Вега заходила за горизонт. ^{[ 15 ]}

На китайском языке 織女 ( Чжи Но ), что означает «Ткачиха» (астеризм) , относится к астеризму, состоящему из Веги, ε Лиры и ζ. ¹ Lyrae Лиры ^{[ 112 ]} Следовательно, китайское название Веги — 織女一 ( Чжи Ну йи , англ. «Первая звезда ткачихи» ). ^{[ 113 ]} В китайской мифологии есть история любви Циси ( 七夕 ), в которой Нюлан ( 牛郎 , Альтаир ) и двое его детей ( β Аквила и γ Аквила ) разлучены со своей матерью Чжинюй ( 織女 , букв. «девушка-ткачиха»), Вега), которая находится на дальнем берегу реки Млечный Путь . ^{[ 114 ]} Однако один день в году, седьмой день седьмого месяца китайского лунно-солнечного календаря , сороки строят мост, чтобы Нюлан и Чжинюй могли снова быть вместе для короткой встречи. Японский фестиваль Танабата , на котором Вега известна как Орихимэ (織姫), также основан на этой легенде. ^{[ 115 ]}

В зороастризме Вега иногда ассоциировалась с Ванантом, второстепенным божеством, имя которого означает «победитель». ^{[ 116 ]}

Коренные народы буронг на северо-западе Виктории , Австралия, назвали его Ниллоан . ^{[ 117 ]} «летучий кредит ». ^{[ 118 ]}

В «Шримад-Бхагаватам » Шри Кришна говорит Арджуне , что среди накшатр он — Абхиджит, и это замечание указывает на благоприятность этой накшатры. ^{[ 119 ]}

Средневековые астрологи считали Вегу одной из звезд Бехена. ^{[ 120 ]} и связал его с хризолитом и зимним чабером . Корнелий Агриппа перечислил его каббалистический знак . под Vultur cadens , буквальным латинским переводом арабского названия. ^{[ 121 ]} В средневековых звездных картах также указаны альтернативные названия этой звезды Ваги, Ваги и Века. ^{[ 31 ]}

Стихотворение У. Х. Одена 1933 года « Летняя ночь (Джеффри Хойланду) » ^{[ 122 ]} как известно, начинается куплетом: «Я лежу на лужайке в постели, / Вега бросается в глаза над головой».

Vega стала первой звездой, в честь которой был назван автомобиль во французской линейке автомобилей Facel Vega , начиная с 1954 года, а позже, в Америке, Chevrolet выпустила Vega в 1971 году. ^{[ 123 ]} Другие транспортные средства, названные в честь Веги, включают ЕКА . Vega систему запуска ^{[ 124 ]} и самолет Локхид Вега . ^{[ 125 ]}

Примечания

^ Откуда Кокс, Артур Н., изд. (1999). Астрофизические качества Аллена (4-е изд.). Нью-Йорк: Springer-Verlag. п. 382. ИСБН 978-0-387-98746-0 . :
М _чаша = −2,5 log L / L _☉ + 4,74,
где M _bol — болометрическая величина , L — светимость звезды, а L _☉ — светимость Солнца . Изменение M _bol в пределах ±0,03 дает
М _{бол ₂} − М _{бол ₁} = 0,03 = 2,5 log L ₁ / L ₂
для
Л1 / Л2 ₁₀ = ^0.03/2.5 ≈ 1.028,
или изменение яркости ±2,8%.
^ Для металличности -0,5 доля металлов по отношению к Солнцу определяется выражением
$10^{-0.5}=0.316$ .
Видеть: Маттеуччи, Франческа (2001). Химическая эволюция Галактики . Библиотека астрофизики и космических наук. Том. 253. Springer Science & Business Media. п. 7. ISBN 978-0792365525 .
^ Компоненты космической скорости в галактической системе координат : U = -10,7 ± 3,5 , V = -8,0 ± 2,4 , W = -9,7 ± 3,0 км/с . UVW — это декартова система координат , поэтому евклидового расстояния применяется формула . Следовательно, чистая скорость равна
$v_{\text{sp}}={\sqrt {10.7^{2}+8.0^{2}+9.7^{2}}}=16.5~{\text{km/s}}.$
Видеть: Брюс, Питер С. (2015). Вводная статистика и аналитика: перспектива повторной выборки . Джон Уайли и сыновья. п. 20. ISBN 978-1118881330 .
^ Солнце появилось бы в диаметрально противоположных координатах от Веги при α = 6. ^час 36 ^м 56.3364 ^с, δ = −38° 47′ 01,291″, что находится в западной части Колумбы.

Визуальная величина определяется выражением $m=M_{v}-5-5\log _{10}$ $п$ $\ \Rightarrow \ 4.83-5-(5\ \times \log _{10}0.13023)=4.256$
Видеть: Хьюз, Дэвид В. (2006). «Введение абсолютной величины (1902–1922)» . Журнал астрономической истории и наследия . 9 (2): 173–179. Бибкод : 2006JAHH....9..173H . дои : 10.3724/SP.J.1440-2807.2006.02.06 . S2CID 115611984 .
^ То есть стервятник на земле со сложенными крыльями (Эдвард Уильям Лейн, Арабско-английский лексикон ).

Ссылки

^ «Вега» . Оксфордский словарь английского языка (онлайн-изд.). Издательство Оксфордского университета . (Требуется подписка или членство участвующей организации .)
^ Jump up to: ^а ^б «Вега» . Словарь Merriam-Webster.com . Мерриам-Вебстер.
^ Куницш, Пол; Смарт, Тим (2006). Словарь современных названий звезд: краткий путеводитель по 254 именам звезд и их производным (2-е изд.). Кембридж, Массачусетс: Sky Pub. ISBN 978-1-931559-44-7 .
^ Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж ван Леувен, Ф. (ноябрь 2007 г.). «Подтверждение нового сокращения Hipparcos». Астрономия и астрофизика . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Бибкод : 2007A&A...474..653В . дои : 10.1051/0004-6361:20078357 . S2CID 18759600 .
^ Болин, Р.К.; Гиллиланд, РЛ (2004). «Абсолютная спектрофотометрия Веги космическим телескопом Хаббла от дальнего ультрафиолета до инфракрасного диапазона» . Астрономический журнал . 127 (6): 3508–3515. Бибкод : 2004AJ....127.3508B . дои : 10.1086/420715 .
^ Jump up to: ^а ^б Самус, Нью-Йорк; Дурлевич О.В.; и др. (2009). «Онлайн-каталог данных VizieR: Общий каталог переменных звезд (Самус + 2007–2013)». Онлайн-каталог данных VizieR: B/GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat....102025S . 1 : 02025. Бибкод : 2009yCat....102025S .
^ Грей, RO; Корбалли, CJ; Гарнизон, РФ; Макфадден, Монтана; Робинсон, ЧП (2003). «Вклад в проект «Близкие звезды (NStars): спектроскопия звезд ранее M0 в пределах 40 парсеков: Северная выборка I». Астрономический журнал . 126 (4): 2048. arXiv : astro-ph/0308182 . Бибкод : 2003AJ....126.2048G . дои : 10.1086/378365 . S2CID 119417105 .
^ Jump up to: ^а ^б Дукати-младший (2002 г.). «Онлайн-каталог данных VizieR: Каталог звездной фотометрии в 11-цветной системе Джонсона». Коллекция электронных каталогов CDS/ADC . 2237 . Бибкод : 2002yCat.2237....0D .
^ Jump up to: ^а ^б Эванс, Д.С. (20–24 июня 1966 г.). «Пересмотр Общего каталога лучевых скоростей». Материалы симпозиума IAU No. 30 . Определение лучевых скоростей и их приложения . Том. 30. Лондон, Англия. п. 57. Бибкод : 1967IAUS...30...57E .
^ Гейтвуд, Джордж (2008). «Астрометрические исследования Альдебарана, Арктура, Веги, Гиад и других регионов» . Астрономический журнал . 136 (1): 452–460. Бибкод : 2008AJ....136..452G . дои : 10.1088/0004-6256/136/1/452 .
^ Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж Моннье, JD; Че, Сяо; Чжао, Мин; Экстром, С.; Мастер, В.; Ауфденберг, Дж.; Барон, Ф.; Георгий, К.; Краус, С.; Макалистер, Х.; Педретти, Э.; Риджуэй, С.; Штурманн, Дж.; Штурманн, Л.; Бруммелаар, Т. тен (10 декабря 2012 г.), «Разрешение Веги и спор о наклонении с CHARA/MIRC», The Astrophysical Journal , 761 (1):L3, arXiv : 1211.6055 , Bibcode : 2012ApJ...761L... 3М , дои : http://dx.doi.org/10.1088/2041-8205/761/1/L3 , ISSN 2041-8205
^ Jump up to: ^а ^б ^с ^д Ауфденберг, JP; и др. (2006). «Первые результаты работы массива CHARA: VII. Интерферометрические измерения Веги с длинной базой, согласующиеся с быстро вращающейся звездой на полюсе?». Астрофизический журнал . 645 (1): 664–675. arXiv : astro-ph/0603327 . Бибкод : 2006ApJ...645..664A . дои : 10.1086/504149 . S2CID 13501650 .
^ Jump up to: ^а ^б Кинман, Т.; и др. (2002). «Определение T _eff для бедных металлами звезд A-типа с использованием звездных величин V и 2MASS J, H и K» . Астрономия и астрофизика . 391 (3): 1039–1052. Бибкод : 2002A&A...391.1039K . дои : 10.1051/0004-6361:20020806 .
^ Jump up to: ^а ^б ^с Пети, П.; Бём, Т.; Фолсом, CP; Линьер, Ф.; Цанг, Т. (2022). «Десятилетний магнитный мониторинг Веги». Астрономия и астрофизика . 666 : А20. arXiv : 2208.09196 . Бибкод : 2022A&A...666A..20P . дои : 10.1051/0004-6361/202143000 . S2CID 251710497 .
^ Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и Аллен, Ричард Хинкли (1963). Имена звезд: их знания и значение . Публикации Courier Dover. ISBN 978-0-486-21079-7 .
^ Jump up to: ^а ^б Кендалл, Э. Отис (1845). Уранография: или описание небес; Предназначен для академиков и школ; Сопровождается Атласом Небес . Филадельфия: Издательство Оксфордского университета.
^ Персонал. «В*альф Лир – Переменная звезда» . СИМБАД . Проверено 30 октября 2007 г. — используйте опцию «отобразить все измерения», чтобы отобразить дополнительные параметры.
^ Гулливер, Остин Ф.; и др. (1994). «Вега: быстро вращающаяся звезда с полюсом». Астрофизический журнал . 429 (2): L81–L84. Бибкод : 1994ApJ...429L..81G . дои : 10.1086/187418 .
^ «Расчет приложением Stellarium версии 0.10.2» . Проверено 28 июля 2009 г.
^ Jump up to: ^а ^б Баргер, М. Сьюзен; и др. (2000) [Впервые опубликовано в 1991 году]. Дагерротип: технологии девятнадцатого века и современная наука . Джу Пресс. п. 88. ИСБН 978-0-8018-6458-2 .
^ Jump up to: ^а ^б Баркер, Джордж Ф. (1887). «О фотографиях звездных спектров, посвященных Мемориалу Генри Дрейпера». Труды Американского философского общества . 24 : 166–172.
^ Jump up to: ^а ^б Петерсон, DM; и др. (2006). «Вега — быстро вращающаяся звезда». Природа . 440 (7086): 896–899. arXiv : astro-ph/0603520 . Бибкод : 2006Natur.440..896P . дои : 10.1038/nature04661 . ПМИД 16612375 . S2CID 533664 .
^ Jump up to: ^а ^б ^с Су, КИЛ; и др. (2005). «Диск обломков Веги: сюрприз от Спитцера ». Астрофизический журнал . 628 (1): 487–500. arXiv : astro-ph/0504086 . Бибкод : 2005ApJ...628..487S . дои : 10.1086/430819 . S2CID 18898968 .
^ Jump up to: ^а ^б Сон, Инсок; и др. (2002). «Звезды типа Веги М». Астрономический журнал . 124 (1): 514–518. arXiv : astro-ph/0204255 . Бибкод : 2002AJ....124..514S . дои : 10.1086/341164 . S2CID 3450920 .
^ Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и Хёрт, Спенсер А.; Куинн, Сэмюэл Н.; Лэтэм, Дэвид В.; Вандербург, Эндрю; Эскердо, Гилберт А.; Калкинс, Майкл Л.; Берлинд, Перри; Ангус, Рут; Лэтэм, Кристиан А.; Чжоу, Джордж (21 января 2021 г.). «Десятилетие мониторинга лучевых скоростей Веги и новые пределы присутствия планет» . Астрономический журнал . 161 (4): 157. arXiv : 2101.08801 . Бибкод : 2021AJ....161..157H . дои : 10.3847/1538-3881/abdec8 . S2CID 231693198 .
^ Глассе, Сирил (2008). Новая энциклопедия ислама . Серия справочных, информационных и междисциплинарных предметов (3-е изд.). Роуман и Литтлфилд. п. 75. ИСБН 978-0-7425-6296-7 .
^ «Рабочая группа МАС по звездным именам (WGSN)» . Международный астрономический союз . Проверено 22 мая 2016 г.
^ «Бюллетень Рабочей группы МАС по звездным именам, № 1» (PDF) . Подразделение C IAU: Образование, информационно-просветительская работа и наследие (WGSN). июль 2016 года . Проверено 28 июля 2016 г.
^ «Каталог звездных имен МАС» . Подразделение C IAU: Образование, информационно-просветительская работа и наследие (WGSN). 21 августа 2016 года . Проверено 28 июля 2016 г.
^ Jump up to: ^а ^б Пасачофф, Джей М. (2000). Полевой справочник по звездам и планетам (4-е изд.). Полевые гиды Хоутон-Миффлин. ISBN 978-0-395-93431-9 .
^ Jump up to: ^а ^б Бернэм, Роберт-младший (1978). Небесный справочник Бёрнема: Путеводитель наблюдателя по Вселенной за пределами Солнечной системы . Том. 2. Публикации Courier Dover. ISBN 978-0-486-23568-4 .
^ Чайкин, Андрей Л. (1990). Битти, Дж. К.; Петерсен, CC (ред.). Новая Солнечная система (4-е изд.). Кембридж, Англия: Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-64587-4 .
^ Рой, Арчи Э.; и др. (2003). Астрономия: принципы и практика . ЦРК Пресс. ISBN 978-0-7503-0917-2 .
^ Jump up to: ^а ^б Томкин, Джоселин (апрель 1998 г.). «Бывшие и будущие Небесные Короли». Небо и телескоп . 95 (4): 59–63. Бибкод : 1998S&T....95d..59T . – на основе расчетов по данным HIPPARCOS . (В расчеты не включены звезды, расстояние до которых или собственное движение не определены.) PDF ^{[ постоянная мертвая ссылка ]}
^ Апгрен, Артур Р. (1998). У ночи тысяча глаз: Путеводитель по небу, его науке и знаниям невооруженным глазом . Основные книги. Бибкод : 1998nhte.book.....U . ISBN 978-0-306-45790-6 .
^ Холден, Эдвард С.; и др. (1890). «Фотографии Венеры, Меркурия и Альфы Лиры при дневном свете» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 2 (10): 249–250. Бибкод : 1890PASP....2..249H . дои : 10.1086/120156 . S2CID 120286863 .
^ «Спектроскопия и рождение астрофизики» . Инструменты космологии . Американский институт физики . Проверено 29 марта 2022 г.
^ Хентшель, Клаус (2002). Картирование спектра: методы визуального представления в исследованиях и преподавании . Издательство Оксфордского университета. ISBN 978-0-19-850953-0 .
^ Гарнизон, РФ (декабрь 1993 г.). «Опорные точки системы спектральной классификации МК» . Бюллетень Американского астрономического общества . 25 : 1319. Бибкод : 1993AAS...183.1710G . Архивировано из оригинала 25 июня 2019 года . Проверено 5 февраля 2012 г.
^ Гор, Дж. Э. (1904). Исследования по астрономии . Лондон: Чатто и Виндус. п. 42.
^ Берри, Артур (1899). Краткая история астрономии . Нью-Йорк: Сыновья Чарльза Скрибнера. ISBN 978-0-486-20210-5 .
^ Дик, Вольфганг Р.; Рубен, Г. (1988). «Первые успешные попытки определения звездных параллаксов в свете соответствия Бесселя и Струве». Составление карты неба: прошлое наследие и будущие направления . Спрингер. стр. 119–121. дои : 10.1017/S007418090013949X . ISBN 978-90-277-2810-4 .
^ Анонимно (28 июня 2007 г.). «Первые измерения параллакса» . Астропроф . Проверено 12 ноября 2007 г.
^ Перриман, MAC; и др. (1997). «Каталог Гиппархов». Астрономия и астрофизика . 323 : L49–L52. Бибкод : 1997A&A...323L..49P .
^ Перриман, Майкл (2010). Создание величайшей звездной карты в истории . Вселенная астрономов. Гейдельберг: Springer-Verlag. Бибкод : 2010mhgs.book.....P . дои : 10.1007/978-3-642-11602-5 . ISBN 978-3-642-11601-8 .
^ Гарфинкл, Роберт А. (1997). Звездные прыжки: ваша виза для просмотра Вселенной . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-59889-7 .
^ Кокран, Алабама (1981). «Спектрофотометрия с самосканирующейся матрицей кремниевых фотодиодов. II – Звезды вторичного стандарта» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 45 : 83–96. Бибкод : 1981ApJS...45...83C . дои : 10.1086/190708 .
^ Джонсон, Х.Л.; и др. (1953). «Фундаментальная звездная фотометрия для стандартов спектрального класса по пересмотренной системе спектрального атласа Йеркса». Астрофизический журнал . 117 : 313–352. Бибкод : 1953ApJ...117..313J . дои : 10.1086/145697 .
^ Уолш, Дж. (6 марта 2002 г.). «Альфа Лиры (HR7001)» . Оптические и УФ-спектрофотометрические стандартные звезды . ЭСО. Архивировано из оригинала 9 февраля 2007 года . Проверено 15 ноября 2007 г. — зависимость потока от длины волны для Веги.
^ МакМахон, Ричард Г. (23 ноября 2005 г.). «Заметки о Веге и звездных величинах» (Текст) . Кембриджский университет . Проверено 7 ноября 2007 г.
^ Jump up to: ^а ^б Ферни, доктор юридических наук (1981). «О изменчивости Веги» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 93 (2): 333–337. Бибкод : 1981PASP...93..333F . дои : 10.1086/130834 .
^ Гаутши, А.; и др. (1995). «Звездные пульсации на диаграмме ЧСС: Часть 1». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 33 (1): 75–114. Бибкод : 1995ARA&A..33...75G . дои : 10.1146/annurev.aa.33.090195.000451 .
^ И.А., Васильев; и др. (17 марта 1989 г.). «О изменчивости Веги» . Комиссия 27 МАС . Проверено 30 октября 2007 г.
^ Хейс, Д.С. (24–29 мая 1984 г.). «Звездные абсолютные потоки и распределения энергии от 0,32 до 4,0 микрон». Материалы симпозиума «Калибровка фундаментальных звездных величин» . Том. 111. С. 225–252. Бибкод : 1985IAUS..111..225H .
^ Грей, Рэймонд (2007). «Проблемы с Вегой». Будущее фотометрической, спектрофотометрической и поляриметрической стандартизации, серия конференций ASP, материалы конференции, состоявшейся 8–11 мая 2006 г. в Бланкенберге, Бельгия . 364 : 305–. Бибкод : 2007ASPC..364..305G .
^ Бутковская, Варвара (2011). «Многолетняя изменчивость Веги» . Астрономические Нахрихтен . 332 (9–10): 956–960. Бибкод : 2011АН....332..956Б . дои : 10.1002/asna.201111587 .
^ Jump up to: ^а ^б ^с Топка, К.; и др. (1979). «Обнаружение мягких рентгеновских лучей от Альфы Лиры и Эта Боотиса с помощью визуализирующего рентгеновского телескопа» . Астрофизический журнал . 229 : 661. Бибкод : 1979ApJ...229..661T . дои : 10.1086/157000 .
^ Харви, Пол Э.; и др. (1984). «О дальнем инфракрасном избытке Веги». Природа . 307 (5950): 441–442. Бибкод : 1984Natur.307..441H . дои : 10.1038/307441a0 . S2CID 4330793 .
^ Менгель, Дж. Г.; и др. (1979). «Звездная эволюция из главной последовательности нулевого возраста». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 40 : 733–791. Бибкод : 1979ApJS...40..733M . дои : 10.1086/190603 . — Со страниц 769–778: для звезд в диапазоне 1,75 < M < 2,2 , 0,2 < Y < 0,3 и 0,004 < Z < 0,01 звездные модели дают диапазон возраста (0,43–1,64) × 10. ⁹ лет между присоединением звезды к главной последовательности и поворотом на ветвь красных гигантов. Однако при массе, близкой к 2,2, интерполированный возраст Веги составляет менее миллиарда.
^ Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж ^г Юн, Джинми; и др. (январь 2010 г.). «Новый взгляд на состав, массу и возраст Веги» . Астрофизический журнал . 708 (1): 71–79. Бибкод : 2010ApJ...708...71Y . дои : 10.1088/0004-637X/708/1/71 .
^ Саларис, Маурицио; и др. (2005). Эволюция звезд и звездного населения . Джон Уайли и сыновья. п. 120 . ISBN 978-0-470-09220-0 .
^ Браунинг, Мэтью; и др. (2004). «Моделирование конвекции ядра во вращающихся звездах А-типа: дифференциальное вращение и перелет». Астрофизический журнал . 601 (1): 512–529. arXiv : astro-ph/0310003 . Бибкод : 2004ApJ...601..512B . дои : 10.1086/380198 . S2CID 16201995 .
^ Падманабхан, Тану (2002). Теоретическая астрофизика . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-56241-6 .
^ Ок, Джей Би; и др. (1970). «Абсолютное спектральное распределение энергии Альфа Лиры». Астрофизический журнал . 161 : 1015–1023. Бибкод : 1970ApJ...161.1015O . дои : 10.1086/150603 .
^ Ричмонд, Майкл. «Уравнение Больцмана» . Рочестерский технологический институт . Проверено 15 ноября 2007 г.
^ Клейтон, Дональд Д. (1983). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза . Издательство Чикагского университета. ISBN 978-0-226-10953-4 .
^ Майкельсон, Э. (1981). «Звездные спектры альфы Лиры и бета Ориона в ближнем ультрафиолетовом диапазоне» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 197 : 57–74. Бибкод : 1981МНРАС.197...57М . дои : 10.1093/mnras/197.1.57 .
^ Шмитт, JHMM (1999). «Короны на звездах солнечного типа». Астрономия и астрофизика . 318 : 215–230. Бибкод : 1997A&A...318..215S .
^ Jump up to: ^а ^б Вайана, Г.С. (1980). А. К. Дюпри (ред.). «Звездные короны - Обзор звездного обзора Эйнштейна / CFA в: Холодные звезды, звездные системы и Солнце ». Специальный репортаж САО . 389 (389): 195–215. Бибкод : 1980SAOSR.389..195В .
^ Манро, Р.Х.; и др. (май 1977 г.). «Физические свойства полярной корональной дыры от 2 до 5 солнечных радиусов». Астрофизический журнал . 213 (5): 874–86. Бибкод : 1977ApJ...213..874M . дои : 10.1086/155220 .
^ Линьер, Ф.; и др. (2009). «Первое свидетельство наличия магнитного поля на Веге». Астрономия и астрофизика . 500 (3): L41–L44. arXiv : 0903.1247 . Бибкод : 2009A&A...500L..41L . дои : 10.1051/0004-6361/200911996 . S2CID 6021105 .
^ Персонал (26 июля 2009 г.). «Магнитное поле на яркой звезде Вега» . Наука Дейли . Проверено 30 июля 2009 г.
^ Бём, Т.; и др. (май 2015 г.). «Открытие звездных пятен на Веге. Первое спектроскопическое обнаружение поверхностных структур нормальной звезды А-типа». Астрономия и астрофизика . 577 : 12. arXiv : 1411,7789 . Бибкод : 2015A&A...577A..64B . дои : 10.1051/0004-6361/201425425 . S2CID 53548120 . А64.
^ Персонал (10 января 2006 г.). «Быстро вращающаяся звезда Вега имеет крутой темный экватор» . Национальная оптическая астрономическая обсерватория . Проверено 18 ноября 2007 г.
^ Адельман, Сол Дж. (июль 2004 г.). «Физические свойства нормальных звезд А» . Труды Международного астрономического союза . 2004 (IAUS224): 1–11. Бибкод : 2004IAUS..224....1A . дои : 10.1017/S1743921304004314 .
^ Квирренбах, Андреас (2007). «Видеть поверхности звезд». Наука . 317 (5836): 325–326. дои : 10.1126/science.1145599 . ПМИД 17641185 . S2CID 118213499 .
^ Антия, Ее Величество; и др. (2006). «Определение содержания солнечной энергии с помощью гелиосейсмологии». Астрофизический журнал . 644 (2): 1292–1298. arXiv : astro-ph/0603001 . Бибкод : 2006ApJ...644.1292A . дои : 10.1086/503707 . S2CID 15334093 .
^ Ренсон, П.; и др. (1990). «Каталог кандидатов Lambda Bootis». Информационный бюллетень Stellar Data Center . 38 : 137–149. Бибкод : 1990BICDS..38..137R . — Запись для HD 172167 на стр. 144.
^ Цю, HM; и др. (2001). «Схемы изобилия Сириуса и Веги» . Астрофизический журнал . 548 (2): 77–115. Бибкод : 2001ApJ...548..953Q . дои : 10.1086/319000 .
^ Мартинес, Питер; и др. (1998). «Пульсирующая лямбда-звезда Bootis HD 105759» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 301 (4): 1099–1103. Бибкод : 1998МНРАС.301.1099М . дои : 10.1046/j.1365-8711.1998.02070.x .
^ Адельман, Сол Дж.; и др. (1990). «Анализ содержания элементов внешне нормальной звезды Вега». Астрофизический журнал, Часть 1 . 348 : 712–717. Бибкод : 1990ApJ...348..712A . дои : 10.1086/168279 .
^ Маевски, Стивен Р. (2006). «Звездные движения» . Университет Вирджинии. Архивировано из оригинала 25 января 2012 года . Проверено 27 сентября 2007 г. —Чистое собственное движение определяется выражением:
${\begin{smallmatrix}\mu ={\sqrt {{\mu _{\delta }}^{2}+{\mu _{\alpha }}^{2}\cdot \cos ^{2}\delta }}\ =\ 327.78\ {\text{mas/y}}\end{smallmatrix}}$
где $\mu _{\alpha }$ и $\mu _{\delta }$ – компоненты собственного движения по прямому восхождению и склонению соответственно; $\delta$ это склонение.
^ Jump up to: ^а ^б Баррадо-и-Наваскес, Д. (1998). «Движущаяся группа Кастора. Эпоха Фомальгаута и ВЕГИ». Астрономия и астрофизика . 339 : 831–839. arXiv : astro-ph/9905243 . Бибкод : 1998A&A...339..831B .
^ Моултон, Форест Рэй (1906). Введение в астрономию . Компания Макмиллан. п. 502 .
^ Бэйлер-Джонс, Калифорния (март 2015 г.). «Близкие встречи звездного рода». Астрономия и астрофизика . 575 : 13. arXiv : 1412.3648 . Бибкод : 2015A&A...575A..35B . дои : 10.1051/0004-6361/201425221 . S2CID 59039482 . А35.
^ Инглис, Майк (2003). Путеводитель наблюдателя по звездной эволюции: рождение, жизнь и смерть звезд . Спрингер. ISBN 978-1-85233-465-9 .
^ Jump up to: ^а ^б Харпер, округ Колумбия; и др. (1984). «О природе вещества, окружающего ВЕГУ» . Астрофизический журнал, Часть 1 . 285 : 808–812. Бибкод : 1984ApJ...285..808H . дои : 10.1086/162559 .
^ Робертсон, HP (апрель 1937 г.). «Динамические эффекты радиации в Солнечной системе» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 97 (6): 423–438. Бибкод : 1937МНРАС..97..423Р . дои : 10.1093/mnras/97.6.423 .
^ Дент, WRF; и др. (2000). «Модели пылевых структур вокруг звезд с избытком Веги» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 314 (4): 702–712. Бибкод : 2000MNRAS.314..702D . дои : 10.1046/j.1365-8711.2000.03331.x .
^ Чарди, Дэвид Р.; и др. (2001). «О размере Веги в ближнем инфракрасном диапазоне». Астрофизический журнал . 559 (1): 237–244. arXiv : astro-ph/0105561 . Бибкод : 2001ApJ...559.1147C . дои : 10.1086/322345 . S2CID 15898697 .
^ Дефрер, Д.; и др. (2011). «Горячая экзодиакальная пыль растворилась вокруг Веги с помощью IOTA/IONIC». Астрономия и астрофизика . 534 : А5. arXiv : 1108.3698 . Бибкод : 2011A&A...534A...5D . дои : 10.1051/0004-6361/201117017 . S2CID 8291382 .
^ Абсил, О.; и др. (2006). «Околозвездный материал во внутренней системе Веги, обнаруженный CHARA / FLUOR». Астрономия и астрофизика . 452 (1): 237–244. arXiv : astro-ph/0604260 . Бибкод : 2006A&A...452..237A . дои : 10.1051/0004-6361:20054522 . S2CID 2165054 .
^ Жиро-Рим, Марион (лето 2006 г.). «Звездная пыль Веги» . Международный журнал CNRS . Проверено 19 ноября 2007 г.
^ Холланд, Уэйн С.; и др. (1998). «Субмиллиметровые изображения пылевых обломков вокруг близлежащих звезд». Природа . 392 (6678): 788–791. Бибкод : 1998Natur.392..788H . дои : 10.1038/33874 . S2CID 4373502 .
^ Персонал (21 апреля 1998 г.). «Астрономы обнаруживают возможные новые солнечные системы, формирующиеся вокруг близлежащих звезд Вега и Фомальгаут» . Объединенный астрономический центр. Архивировано из оригинала 16 декабря 2008 года . Проверено 29 октября 2007 г.
^ Вилнер, Д.; и др. (2002). «Структура среди пыльных обломков вокруг Веги». Астрофизический журнал . 569 (2): Л115–Л119. arXiv : astro-ph/0203264 . Бибкод : 2002ApJ...569L.115W . дои : 10.1086/340691 . S2CID 36818074 .
^ Вятт, М. (2003). «Резонансный захват планетезималей в результате миграции планет: скопления дисков обломков и сходство Веги с Солнечной системой». Астрофизический журнал . 598 (2): 1321–1340. arXiv : astro-ph/0308253 . Бибкод : 2003ApJ...598.1321W . дои : 10.1086/379064 . S2CID 10755059 .
^ Гилкрист, Э.; и др. (1 декабря 2003 г.). «Новые доказательства существования солнечной планетной системы вокруг соседней звезды» . Королевская обсерватория, Эдинбург . Проверено 30 октября 2007 г.
^ Ито, Йоичи; и др. (2006). «Коронографический поиск внесолнечных планет вокруг ε Эри и Веги». Астрофизический журнал . 652 (2): 1729–1733. arXiv : astro-ph/0608362 . Бибкод : 2006ApJ...652.1729I . дои : 10.1086/508420 . S2CID 119542260 .
^ Пьету, В.; и др. (июль 2011 г.). «Высокочувствительный поиск сгустков в поясе Веги Койпера. Новые наблюдения PdBI 1,3 мм». Астрономия и астрофизика . 531 : Л2. arXiv : 1105.2586 . Бибкод : 2011A&A...531L...2P . дои : 10.1051/0004-6361/201116796 . S2CID 55674804 .
^ Хьюз, А. Мередит; и др. (2012). «Подтверждение преимущественно гладкой структуры диска обломков Веги на миллиметровых волнах». Астрофизический журнал . 750 (1): 82. arXiv : 1203.0318 . Бибкод : 2012ApJ...750...82H . дои : 10.1088/0004-637X/750/1/82 . S2CID 118553890 . 82.
^ Сибторп, Б.; и др. (2010). «Диск обломков Веги: взгляд Гершеля». Астрономия и астрофизика . 518 : Л130. arXiv : 1005.3543 . Бибкод : 2010A&A...518L.130S . дои : 10.1051/0004-6361/201014574 . S2CID 6461181 . Л130.
^ Кэмпбелл, Б.; и др. (1985). «О наклонении внесолнечных планетных орбит» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 97 : 180–182. Бибкод : 1985PASP...97..180C . дои : 10.1086/131516 .
^ Кнобель, Э.Б. (июнь 1895 г.). «Аль-Аксаси Аль-Муаккет, Лучшее из Мохаммеда Аль-Аксаси Аль-Муаккет » Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 55 (8): 429–438. Бибкод : 1895MNRAS..55..429K . дои : 10.1093/mnras/55.8.429 .
^ Мэсси, Джеральд (2001). Древний Египет: Свет миру . Адамант Медиа Корпорация. ISBN 978-1-60206-086-9 .
^ Олкотт, Уильям Тайлер (1911). Звездные предания всех веков: сборник мифов, легенд и фактов, касающихся созвездий северного полушария . Сыновья Г. П. Патнэма. Бибкод : 1911slaa.book.....O . ISBN 978-0-7873-1096-7 .
^ Хоулдинг, Дебора (декабрь 2005 г.). «Лира: Лира» . Скцскрипт . Проверено 4 ноября 2007 г.
^ Куниц, Пол (1986). «Звездный каталог, обычно прилагаемый к таблицам Альфонсин». Журнал истории астрономии . 17 (49): 89–98. Бибкод : 1986JHA....17...89K . дои : 10.1177/002182868601700202 . S2CID 118597258 .
^ Хоутсма, М.Т.; и др. (1987). Первая энциклопедия ислама Э. Дж. Брилла, 1913–36 . Том. VII. Э. Дж. Брилл. п. 292.
^ Джинджерич, О. (1987). «Зооморфные астролябии и появление арабских названий звезд в Европе». Анналы Нью-Йоркской академии наук . 500 (1): 89–104. Бибкод : 1987NYASA.500...89G . дои : 10.1111/j.1749-6632.1987.tb37197.x . S2CID 84102853 .
^ Смит, С. Перси (1919). «Отечество полинезийцев – арийские и полинезийские точки соприкосновения» . Журнал Полинезийского общества . 28 : 18–20.
^ Чэнь Цзюджин (2005). Мифы о китайских созвездиях . Wunan Book Publishing Co., Ltd. ISBN. 978-986-7332-25-7 .
^ «天文教育資訊網» [AEEA (Выставочная и образовательная деятельность в области астрономии)] (на китайском языке). 3 июля 2006. Архивировано из оригинала 21 мая 2011 года . Проверено 6 января 2019 г.
^ Вэй, Известняк; и др. (2005). Китайские фестивали . Китайская межконтинентальная пресса. ISBN 978-7-5085-0836-8 .
^ Киппакс, Джон Роберт (1919). Зов звезд: популярное введение в знание звездного неба с его романтикой и легендами . Сыновья ГП Патнэма.
^ Бойс, Мэри (1996). История зороастризма, том первый: Ранний период . Нью-Йорк: Э. Дж. Брилл. ISBN 978-90-04-08847-4 .
^ Хамахер, Дуэйн В.; и др. (2010). «Запись австралийских аборигенов о великом извержении Эта Киля». Журнал астрономической истории и наследия . 13 (3): 220–34. arXiv : 1010.4610 . Бибкод : 2010JAHH...13..220H . дои : 10.3724/SP.J.1440-2807.2010.03.06 . S2CID 118454721 .
^ Стэнбридж, Уильям Эдвард (1857). «Об астрономии и мифологии аборигенов Виктории». Труды Философского института Виктории . 2 : 137. Бибкод : 1857PPIVT...2..137S .
^ «СБ 16.11.27» . vedabase.io . Проверено 29 марта 2021 г.
^ Тайсон, Дональд; и др. (1993). Три книги оккультной философии . Ллевеллин по всему миру. ISBN 978-0-87542-832-1 .
^ Агриппа, Генрих Корнелий (1533). Об оккультной философии БРИЛЛ. ISBN 978-90-04-09421-5 .
^ «WH Оден – Летняя ночь (Джеффри Хойланду)» . Проверено 6 января 2019 г.
^ Фроммерт, Хартмут. «Вега, Альфа Лиры» . СЭДС. Архивировано из оригинала 24 октября 2007 года . Проверено 2 ноября 2007 г.
^ Персонал (20 мая 2005 г.). «Ракеты-носители – Вега» . Европейское космическое агентство . Проверено 12 ноября 2007 г.
^ Румерман, Джуди (2003). «Локхид Вега и его пилоты» . Комиссия по столетию полетов США. Архивировано из оригинала 18 октября 2007 года . Проверено 12 ноября 2007 г.

Внешние ссылки

Аноним. «Вега» . СолСтейшн . Компания Сол . Проверено 9 ноября 2005 г.
Гилкрист, Элеонора; и др. (1 декабря 2003 г.). «Новые доказательства существования солнечной планетной системы вокруг соседней звезды» . Объединенный астрономический центр. Архивировано из оригинала 23 сентября 2009 года . Проверено 10 ноября 2007 г.
Хилл, Гей Йи; и др. (10 января 2005 г.). «Спитцер видит пыльные последствия столкновения размером с Плутон» . Космический телескоп НАСА/Спитцер. Архивировано из оригинала 18 мая 2007 года . Проверено 2 ноября 2007 г.

[deltaLum-51] Откуда Кокс, Артур Н., изд. (1999). Астрофизические качества Аллена (4-е изд.). Нью-Йорк: Springer-Verlag. п. 382. ИСБН 978-0-387-98746-0 . :
М _чаша = −2,5 log L / L _☉ + 4,74,
где M _bol — болометрическая величина , L — светимость звезды, а L _☉ — светимость Солнца . Изменение M _bol в пределах ±0,03 дает
М _{бол ₂} − М _{бол ₁} = 0,03 = 2,5 log L ₁ / L ₂
для
Л1 / Л2 ₁₀ = ^0.03/2.5 ≈ 1.028,
или изменение яркости ±2,8%.

[metal-78] Для металличности -0,5 доля металлов по отношению к Солнцу определяется выражением
$10^{-0.5}=0.316$ .
Видеть: Маттеуччи, Франческа (2001). Химическая эволюция Галактики . Библиотека астрофизики и космических наук. Том. 253. Springer Science & Business Media. п. 7. ISBN 978-0792365525 .

[space_velocity-89] Компоненты космической скорости в галактической системе координат : U = -10,7 ± 3,5 , V = -8,0 ± 2,4 , W = -9,7 ± 3,0 км/с . UVW — это декартова система координат , поэтому евклидового расстояния применяется формула . Следовательно, чистая скорость равна
$v_{\text{sp}}={\sqrt {10.7^{2}+8.0^{2}+9.7^{2}}}=16.5~{\text{km/s}}.$
Видеть: Брюс, Питер С. (2015). Вводная статистика и аналитика: перспектива повторной выборки . Джон Уайли и сыновья. п. 20. ISBN 978-1118881330 .

[coord-107] Солнце появилось бы в диаметрально противоположных координатах от Веги при α = 6. ^час 36 ^м 56.3364 ^с, δ = −38° 47′ 01,291″, что находится в западной части Колумбы.

Визуальная величина определяется выражением $m=M_{v}-5-5\log _{10}$ $п$ $\ \Rightarrow \ 4.83-5-(5\ \times \log _{10}0.13023)=4.256$
Видеть: Хьюз, Дэвид В. (2006). «Введение абсолютной величины (1902–1922)» . Журнал астрономической истории и наследия . 9 (2): 173–179. Бибкод : 2006JAHH....9..173H . дои : 10.3724/SP.J.1440-2807.2006.02.06 . S2CID 115611984 .

[vulture-109] То есть стервятник на земле со сложенными крыльями (Эдвард Уильям Лейн, Арабско-английский лексикон ).

[1] «Вега» . Оксфордский словарь английского языка (онлайн-изд.). Издательство Оксфордского университета . (Требуется подписка или членство участвующей организации .)

[MW-2] Jump up to: ^а ^б «Вега» . Словарь Merriam-Webster.com . Мерриам-Вебстер.

[Kunitzsch-3] Куницш, Пол; Смарт, Тим (2006). Словарь современных названий звезд: краткий путеводитель по 254 именам звезд и их производным (2-е изд.). Кембридж, Массачусетс: Sky Pub. ISBN 978-1-931559-44-7 .

[aaa474_2_653-4] Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж ван Леувен, Ф. (ноябрь 2007 г.). «Подтверждение нового сокращения Hipparcos». Астрономия и астрофизика . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Бибкод : 2007A&A...474..653В . дои : 10.1051/0004-6361:20078357 . S2CID 18759600 .

[bohlin-5] Болин, Р.К.; Гиллиланд, РЛ (2004). «Абсолютная спектрофотометрия Веги космическим телескопом Хаббла от дальнего ультрафиолета до инфракрасного диапазона» . Астрономический журнал . 127 (6): 3508–3515. Бибкод : 2004AJ....127.3508B . дои : 10.1086/420715 .

[gcvs-6] Jump up to: ^а ^б Самус, Нью-Йорк; Дурлевич О.В.; и др. (2009). «Онлайн-каталог данных VizieR: Общий каталог переменных звезд (Самус + 2007–2013)». Онлайн-каталог данных VizieR: B/GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat....102025S . 1 : 02025. Бибкод : 2009yCat....102025S .

[gray2003-7] Грей, RO; Корбалли, CJ; Гарнизон, РФ; Макфадден, Монтана; Робинсон, ЧП (2003). «Вклад в проект «Близкие звезды (NStars): спектроскопия звезд ранее M0 в пределах 40 парсеков: Северная выборка I». Астрономический журнал . 126 (4): 2048. arXiv : astro-ph/0308182 . Бибкод : 2003AJ....126.2048G . дои : 10.1086/378365 . S2CID 119417105 .

[ducati-8] Jump up to: ^а ^б Дукати-младший (2002 г.). «Онлайн-каталог данных VizieR: Каталог звездной фотометрии в 11-цветной системе Джонсона». Коллекция электронных каталогов CDS/ADC . 2237 . Бибкод : 2002yCat.2237....0D .

[rgcrv1966-9] Jump up to: ^а ^б Эванс, Д.С. (20–24 июня 1966 г.). «Пересмотр Общего каталога лучевых скоростей». Материалы симпозиума IAU No. 30 . Определение лучевых скоростей и их приложения . Том. 30. Лондон, Англия. п. 57. Бибкод : 1967IAUS...30...57E .

[Gatewood2008-10] Гейтвуд, Джордж (2008). «Астрометрические исследования Альдебарана, Арктура, Веги, Гиад и других регионов» . Астрономический журнал . 136 (1): 452–460. Бибкод : 2008AJ....136..452G . дои : 10.1088/0004-6256/136/1/452 .

[monnier2012-11] Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж Моннье, JD; Че, Сяо; Чжао, Мин; Экстром, С.; Мастер, В.; Ауфденберг, Дж.; Барон, Ф.; Георгий, К.; Краус, С.; Макалистер, Х.; Педретти, Э.; Риджуэй, С.; Штурманн, Дж.; Штурманн, Л.; Бруммелаар, Т. тен (10 декабря 2012 г.), «Разрешение Веги и спор о наклонении с CHARA/MIRC», The Astrophysical Journal , 761 (1):L3, arXiv : 1211.6055 , Bibcode : 2012ApJ...761L... 3М , дои : http://dx.doi.org/10.1088/2041-8205/761/1/L3 , ISSN 2041-8205

[apj645_1_664-12] Jump up to: ^а ^б ^с ^д Ауфденберг, JP; и др. (2006). «Первые результаты работы массива CHARA: VII. Интерферометрические измерения Веги с длинной базой, согласующиеся с быстро вращающейся звездой на полюсе?». Астрофизический журнал . 645 (1): 664–675. arXiv : astro-ph/0603327 . Бибкод : 2006ApJ...645..664A . дои : 10.1086/504149 . S2CID 13501650 .

[aaa391_3_1039-13] Jump up to: ^а ^б Кинман, Т.; и др. (2002). «Определение T _eff для бедных металлами звезд A-типа с использованием звездных величин V и 2MASS J, H и K» . Астрономия и астрофизика . 391 (3): 1039–1052. Бибкод : 2002A&A...391.1039K . дои : 10.1051/0004-6361:20020806 .

[petit2022-14] Jump up to: ^а ^б ^с Пети, П.; Бём, Т.; Фолсом, CP; Линьер, Ф.; Цанг, Т. (2022). «Десятилетний магнитный мониторинг Веги». Астрономия и астрофизика . 666 : А20. arXiv : 2208.09196 . Бибкод : 2022A&A...666A..20P . дои : 10.1051/0004-6361/202143000 . S2CID 251710497 .

[allen1963-15] Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и Аллен, Ричард Хинкли (1963). Имена звезд: их знания и значение . Публикации Courier Dover. ISBN 978-0-486-21079-7 .

[kendall1845-16] Jump up to: ^а ^б Кендалл, Э. Отис (1845). Уранография: или описание небес; Предназначен для академиков и школ; Сопровождается Атласом Небес . Филадельфия: Издательство Оксфордского университета.

[SIMBAD-17] Персонал. «В*альф Лир – Переменная звезда» . СИМБАД . Проверено 30 октября 2007 г. — используйте опцию «отобразить все измерения», чтобы отобразить дополнительные параметры.

[apj429_2_L81-18] Гулливер, Остин Ф.; и др. (1994). «Вега: быстро вращающаяся звезда с полюсом». Астрофизический журнал . 429 (2): L81–L84. Бибкод : 1994ApJ...429L..81G . дои : 10.1086/187418 .

[stellarium-19] «Расчет приложением Stellarium версии 0.10.2» . Проверено 28 июля 2009 г.

[barger_white2000-20] Jump up to: ^а ^б Баргер, М. Сьюзен; и др. (2000) [Впервые опубликовано в 1991 году]. Дагерротип: технологии девятнадцатого века и современная наука . Джу Пресс. п. 88. ИСБН 978-0-8018-6458-2 .

[paps24_166-21] Jump up to: ^а ^б Баркер, Джордж Ф. (1887). «О фотографиях звездных спектров, посвященных Мемориалу Генри Дрейпера». Труды Американского философского общества . 24 : 166–172.

[nature440_7086_896-22] Jump up to: ^а ^б Петерсон, DM; и др. (2006). «Вега — быстро вращающаяся звезда». Природа . 440 (7086): 896–899. arXiv : astro-ph/0603520 . Бибкод : 2006Natur.440..896P . дои : 10.1038/nature04661 . ПМИД 16612375 . S2CID 533664 .

[apj628_1_487-23] Jump up to: ^а ^б ^с Су, КИЛ; и др. (2005). «Диск обломков Веги: сюрприз от Спитцера ». Астрофизический журнал . 628 (1): 487–500. arXiv : astro-ph/0504086 . Бибкод : 2005ApJ...628..487S . дои : 10.1086/430819 . S2CID 18898968 .

[apj124_1_514-24] Jump up to: ^а ^б Сон, Инсок; и др. (2002). «Звезды типа Веги М». Астрономический журнал . 124 (1): 514–518. arXiv : astro-ph/0204255 . Бибкод : 2002AJ....124..514S . дои : 10.1086/341164 . S2CID 3450920 .

[Hurt2021-25] Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и Хёрт, Спенсер А.; Куинн, Сэмюэл Н.; Лэтэм, Дэвид В.; Вандербург, Эндрю; Эскердо, Гилберт А.; Калкинс, Майкл Л.; Берлинд, Перри; Ангус, Рут; Лэтэм, Кристиан А.; Чжоу, Джордж (21 января 2021 г.). «Десятилетие мониторинга лучевых скоростей Веги и новые пределы присутствия планет» . Астрономический журнал . 161 (4): 157. arXiv : 2101.08801 . Бибкод : 2021AJ....161..157H . дои : 10.3847/1538-3881/abdec8 . S2CID 231693198 .

[glasse2008-26] Глассе, Сирил (2008). Новая энциклопедия ислама . Серия справочных, информационных и междисциплинарных предметов (3-е изд.). Роуман и Литтлфилд. п. 75. ИСБН 978-0-7425-6296-7 .

[WGSN-27] «Рабочая группа МАС по звездным именам (WGSN)» . Международный астрономический союз . Проверено 22 мая 2016 г.

[WGSN1-28] «Бюллетень Рабочей группы МАС по звездным именам, № 1» (PDF) . Подразделение C IAU: Образование, информационно-просветительская работа и наследие (WGSN). июль 2016 года . Проверено 28 июля 2016 г.

[IAU-CSN-29] «Каталог звездных имен МАС» . Подразделение C IAU: Образование, информационно-просветительская работа и наследие (WGSN). 21 августа 2016 года . Проверено 28 июля 2016 г.

[pasachoff2000-30] Jump up to: ^а ^б Пасачофф, Джей М. (2000). Полевой справочник по звездам и планетам (4-е изд.). Полевые гиды Хоутон-Миффлин. ISBN 978-0-395-93431-9 .

[burnham1978-31] Jump up to: ^а ^б Бернэм, Роберт-младший (1978). Небесный справочник Бёрнема: Путеводитель наблюдателя по Вселенной за пределами Солнечной системы . Том. 2. Публикации Courier Dover. ISBN 978-0-486-23568-4 .

[chaikin1990-32] Чайкин, Андрей Л. (1990). Битти, Дж. К.; Петерсен, CC (ред.). Новая Солнечная система (4-е изд.). Кембридж, Англия: Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-64587-4 .

[roy_clarke2003-33] Рой, Арчи Э.; и др. (2003). Астрономия: принципы и практика . ЦРК Пресс. ISBN 978-0-7503-0917-2 .

[tomkin1998-34] Jump up to: ^а ^б Томкин, Джоселин (апрель 1998 г.). «Бывшие и будущие Небесные Короли». Небо и телескоп . 95 (4): 59–63. Бибкод : 1998S&T....95d..59T . – на основе расчетов по данным HIPPARCOS . (В расчеты не включены звезды, расстояние до которых или собственное движение не определены.) PDF ^{[ постоянная мертвая ссылка ]}

[upgren1998-35] Апгрен, Артур Р. (1998). У ночи тысяча глаз: Путеводитель по небу, его науке и знаниям невооруженным глазом . Основные книги. Бибкод : 1998nhte.book.....U . ISBN 978-0-306-45790-6 .

[pasp2_10_249-36] Холден, Эдвард С.; и др. (1890). «Фотографии Венеры, Меркурия и Альфы Лиры при дневном свете» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 2 (10): 249–250. Бибкод : 1890PASP....2..249H . дои : 10.1086/120156 . S2CID 120286863 .

[aip-37] «Спектроскопия и рождение астрофизики» . Инструменты космологии . Американский институт физики . Проверено 29 марта 2022 г.

[klaus2002-38] Хентшель, Клаус (2002). Картирование спектра: методы визуального представления в исследованиях и преподавании . Издательство Оксфордского университета. ISBN 978-0-19-850953-0 .

[baas25_1319-39] Гарнизон, РФ (декабрь 1993 г.). «Опорные точки системы спектральной классификации МК» . Бюллетень Американского астрономического общества . 25 : 1319. Бибкод : 1993AAS...183.1710G . Архивировано из оригинала 25 июня 2019 года . Проверено 5 февраля 2012 г.

[gore1904-40] Гор, Дж. Э. (1904). Исследования по астрономии . Лондон: Чатто и Виндус. п. 42.

[berry1899-41] Берри, Артур (1899). Краткая история астрономии . Нью-Йорк: Сыновья Чарльза Скрибнера. ISBN 978-0-486-20210-5 .

[debarbat1988-42] Дик, Вольфганг Р.; Рубен, Г. (1988). «Первые успешные попытки определения звездных параллаксов в свете соответствия Бесселя и Струве». Составление карты неба: прошлое наследие и будущие направления . Спрингер. стр. 119–121. дои : 10.1017/S007418090013949X . ISBN 978-90-277-2810-4 .

[astroprof-43] Анонимно (28 июня 2007 г.). «Первые измерения параллакса» . Астропроф . Проверено 12 ноября 2007 г.

[aaa323_L49-44] Перриман, MAC; и др. (1997). «Каталог Гиппархов». Астрономия и астрофизика . 323 : L49–L52. Бибкод : 1997A&A...323L..49P .

[GSM-45] Перриман, Майкл (2010). Создание величайшей звездной карты в истории . Вселенная астрономов. Гейдельберг: Springer-Verlag. Бибкод : 2010mhgs.book.....P . дои : 10.1007/978-3-642-11602-5 . ISBN 978-3-642-11601-8 .

[garfinkle1997-46] Гарфинкл, Роберт А. (1997). Звездные прыжки: ваша виза для просмотра Вселенной . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-59889-7 .

[ajss45_83-47] Кокран, Алабама (1981). «Спектрофотометрия с самосканирующейся матрицей кремниевых фотодиодов. II – Звезды вторичного стандарта» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 45 : 83–96. Бибкод : 1981ApJS...45...83C . дои : 10.1086/190708 .

[apj117_313-48] Джонсон, Х.Л.; и др. (1953). «Фундаментальная звездная фотометрия для стандартов спектрального класса по пересмотренной системе спектрального атласа Йеркса». Астрофизический журнал . 117 : 313–352. Бибкод : 1953ApJ...117..313J . дои : 10.1086/145697 .

[eso20020306-49] Уолш, Дж. (6 марта 2002 г.). «Альфа Лиры (HR7001)» . Оптические и УФ-спектрофотометрические стандартные звезды . ЭСО. Архивировано из оригинала 9 февраля 2007 года . Проверено 15 ноября 2007 г. — зависимость потока от длины волны для Веги.

[mcmahon2005-50] МакМахон, Ричард Г. (23 ноября 2005 г.). «Заметки о Веге и звездных величинах» (Текст) . Кембриджский университет . Проверено 7 ноября 2007 г.

[asp93_2_333-52] Jump up to: ^а ^б Ферни, доктор юридических наук (1981). «О изменчивости Веги» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 93 (2): 333–337. Бибкод : 1981PASP...93..333F . дои : 10.1086/130834 .

[araa33_1_75-53] Гаутши, А.; и др. (1995). «Звездные пульсации на диаграмме ЧСС: Часть 1». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 33 (1): 75–114. Бибкод : 1995ARA&A..33...75G . дои : 10.1146/annurev.aa.33.090195.000451 .

[merezhin-54] И.А., Васильев; и др. (17 марта 1989 г.). «О изменчивости Веги» . Комиссия 27 МАС . Проверено 30 октября 2007 г.

[hayes1984-55] Хейс, Д.С. (24–29 мая 1984 г.). «Звездные абсолютные потоки и распределения энергии от 0,32 до 4,0 микрон». Материалы симпозиума «Калибровка фундаментальных звездных величин» . Том. 111. С. 225–252. Бибкод : 1985IAUS..111..225H .

[gray2007-56] Грей, Рэймонд (2007). «Проблемы с Вегой». Будущее фотометрической, спектрофотометрической и поляриметрической стандартизации, серия конференций ASP, материалы конференции, состоявшейся 8–11 мая 2006 г. в Бланкенберге, Бельгия . 364 : 305–. Бибкод : 2007ASPC..364..305G .

[butkovskaya2011-57] Бутковская, Варвара (2011). «Многолетняя изменчивость Веги» . Астрономические Нахрихтен . 332 (9–10): 956–960. Бибкод : 2011АН....332..956Б . дои : 10.1002/asna.201111587 .

[apj229_661-58] Jump up to: ^а ^б ^с Топка, К.; и др. (1979). «Обнаружение мягких рентгеновских лучей от Альфы Лиры и Эта Боотиса с помощью визуализирующего рентгеновского телескопа» . Астрофизический журнал . 229 : 661. Бибкод : 1979ApJ...229..661T . дои : 10.1086/157000 .

[nature307_5950_441-59] Харви, Пол Э.; и др. (1984). «О дальнем инфракрасном избытке Веги». Природа . 307 (5950): 441–442. Бибкод : 1984Natur.307..441H . дои : 10.1038/307441a0 . S2CID 4330793 .

[ajss40_733-60] Менгель, Дж. Г.; и др. (1979). «Звездная эволюция из главной последовательности нулевого возраста». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 40 : 733–791. Бибкод : 1979ApJS...40..733M . дои : 10.1086/190603 . — Со страниц 769–778: для звезд в диапазоне 1,75 < M < 2,2 , 0,2 < Y < 0,3 и 0,004 < Z < 0,01 звездные модели дают диапазон возраста (0,43–1,64) × 10. ⁹ лет между присоединением звезды к главной последовательности и поворотом на ветвь красных гигантов. Однако при массе, близкой к 2,2, интерполированный возраст Веги составляет менее миллиарда.

[apj708_1_71-61] Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж ^г Юн, Джинми; и др. (январь 2010 г.). «Новый взгляд на состав, массу и возраст Веги» . Астрофизический журнал . 708 (1): 71–79. Бибкод : 2010ApJ...708...71Y . дои : 10.1088/0004-637X/708/1/71 .

[salaris_cassisi2005-62] Саларис, Маурицио; и др. (2005). Эволюция звезд и звездного населения . Джон Уайли и сыновья. п. 120 . ISBN 978-0-470-09220-0 .

[apj601_1_512-63] Браунинг, Мэтью; и др. (2004). «Моделирование конвекции ядра во вращающихся звездах А-типа: дифференциальное вращение и перелет». Астрофизический журнал . 601 (1): 512–529. arXiv : astro-ph/0310003 . Бибкод : 2004ApJ...601..512B . дои : 10.1086/380198 . S2CID 16201995 .

[padmanabhan2002-64] Падманабхан, Тану (2002). Теоретическая астрофизика . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-56241-6 .

[apj161_1015-65] Ок, Джей Би; и др. (1970). «Абсолютное спектральное распределение энергии Альфа Лиры». Астрофизический журнал . 161 : 1015–1023. Бибкод : 1970ApJ...161.1015O . дои : 10.1086/150603 .

[richmond-66] Ричмонд, Майкл. «Уравнение Больцмана» . Рочестерский технологический институт . Проверено 15 ноября 2007 г.

[clayton1983-67] Клейтон, Дональд Д. (1983). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза . Издательство Чикагского университета. ISBN 978-0-226-10953-4 .

[mnras197_57-68] Майкельсон, Э. (1981). «Звездные спектры альфы Лиры и бета Ориона в ближнем ультрафиолетовом диапазоне» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 197 : 57–74. Бибкод : 1981МНРАС.197...57М . дои : 10.1093/mnras/197.1.57 .

[aaa318_215-69] Шмитт, JHMM (1999). «Короны на звездах солнечного типа». Астрономия и астрофизика . 318 : 215–230. Бибкод : 1997A&A...318..215S .

[sao389-70] Jump up to: ^а ^б Вайана, Г.С. (1980). А. К. Дюпри (ред.). «Звездные короны - Обзор звездного обзора Эйнштейна / CFA в: Холодные звезды, звездные системы и Солнце ». Специальный репортаж САО . 389 (389): 195–215. Бибкод : 1980SAOSR.389..195В .

[apj213_5_874-71] Манро, Р.Х.; и др. (май 1977 г.). «Физические свойства полярной корональной дыры от 2 до 5 солнечных радиусов». Астрофизический журнал . 213 (5): 874–86. Бибкод : 1977ApJ...213..874M . дои : 10.1086/155220 .

[aaa500_3_L41-72] Линьер, Ф.; и др. (2009). «Первое свидетельство наличия магнитного поля на Веге». Астрономия и астрофизика . 500 (3): L41–L44. arXiv : 0903.1247 . Бибкод : 2009A&A...500L..41L . дои : 10.1051/0004-6361/200911996 . S2CID 6021105 .

[sd20090726-73] Персонал (26 июля 2009 г.). «Магнитное поле на яркой звезде Вега» . Наука Дейли . Проверено 30 июля 2009 г.

[aa577_A64-74] Бём, Т.; и др. (май 2015 г.). «Открытие звездных пятен на Веге. Первое спектроскопическое обнаружение поверхностных структур нормальной звезды А-типа». Астрономия и астрофизика . 577 : 12. arXiv : 1411,7789 . Бибкод : 2015A&A...577A..64B . дои : 10.1051/0004-6361/201425425 . S2CID 53548120 . А64.

[noao2006-75] Персонал (10 января 2006 г.). «Быстро вращающаяся звезда Вега имеет крутой темный экватор» . Национальная оптическая астрономическая обсерватория . Проверено 18 ноября 2007 г.

[adelman2004-76] Адельман, Сол Дж. (июль 2004 г.). «Физические свойства нормальных звезд А» . Труды Международного астрономического союза . 2004 (IAUS224): 1–11. Бибкод : 2004IAUS..224....1A . дои : 10.1017/S1743921304004314 .

[science317_5836_325-77] Квирренбах, Андреас (2007). «Видеть поверхности звезд». Наука . 317 (5836): 325–326. дои : 10.1126/science.1145599 . ПМИД 17641185 . S2CID 118213499 .

[apj644_2_1291-79] Антия, Ее Величество; и др. (2006). «Определение содержания солнечной энергии с помощью гелиосейсмологии». Астрофизический журнал . 644 (2): 1292–1298. arXiv : astro-ph/0603001 . Бибкод : 2006ApJ...644.1292A . дои : 10.1086/503707 . S2CID 15334093 .

[bicds38_137-80] Ренсон, П.; и др. (1990). «Каталог кандидатов Lambda Bootis». Информационный бюллетень Stellar Data Center . 38 : 137–149. Бибкод : 1990BICDS..38..137R . — Запись для HD 172167 на стр. 144.

[apj548_2_77-81] Цю, HM; и др. (2001). «Схемы изобилия Сириуса и Веги» . Астрофизический журнал . 548 (2): 77–115. Бибкод : 2001ApJ...548..953Q . дои : 10.1086/319000 .

[mnras301_4_1099-82] Мартинес, Питер; и др. (1998). «Пульсирующая лямбда-звезда Bootis HD 105759» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 301 (4): 1099–1103. Бибкод : 1998МНРАС.301.1099М . дои : 10.1046/j.1365-8711.1998.02070.x .

[apj348_712-83] Адельман, Сол Дж.; и др. (1990). «Анализ содержания элементов внешне нормальной звезды Вега». Астрофизический журнал, Часть 1 . 348 : 712–717. Бибкод : 1990ApJ...348..712A . дои : 10.1086/168279 .

[majewski2006-84] Маевски, Стивен Р. (2006). «Звездные движения» . Университет Вирджинии. Архивировано из оригинала 25 января 2012 года . Проверено 27 сентября 2007 г. —Чистое собственное движение определяется выражением:
${\begin{smallmatrix}\mu ={\sqrt {{\mu _{\delta }}^{2}+{\mu _{\alpha }}^{2}\cdot \cos ^{2}\delta }}\ =\ 327.78\ {\text{mas/y}}\end{smallmatrix}}$
где $\mu _{\alpha }$ и $\mu _{\delta }$ – компоненты собственного движения по прямому восхождению и склонению соответственно; $\delta$ это склонение.

[aaa339-85] Jump up to: ^а ^б Баррадо-и-Наваскес, Д. (1998). «Движущаяся группа Кастора. Эпоха Фомальгаута и ВЕГИ». Астрономия и астрофизика . 339 : 831–839. arXiv : astro-ph/9905243 . Бибкод : 1998A&A...339..831B .

[moulton1906-86] Моултон, Форест Рэй (1906). Введение в астрономию . Компания Макмиллан. п. 502 .

[aa575_A35-87] Бэйлер-Джонс, Калифорния (март 2015 г.). «Близкие встречи звездного рода». Астрономия и астрофизика . 575 : 13. arXiv : 1412.3648 . Бибкод : 2015A&A...575A..35B . дои : 10.1051/0004-6361/201425221 . S2CID 59039482 . А35.

[inglis2003-88] Инглис, Майк (2003). Путеводитель наблюдателя по звездной эволюции: рождение, жизнь и смерть звезд . Спрингер. ISBN 978-1-85233-465-9 .

[apj285_808-90] Jump up to: ^а ^б Харпер, округ Колумбия; и др. (1984). «О природе вещества, окружающего ВЕГУ» . Астрофизический журнал, Часть 1 . 285 : 808–812. Бибкод : 1984ApJ...285..808H . дои : 10.1086/162559 .

[mnras_97_423-91] Робертсон, HP (апрель 1937 г.). «Динамические эффекты радиации в Солнечной системе» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 97 (6): 423–438. Бибкод : 1937МНРАС..97..423Р . дои : 10.1093/mnras/97.6.423 .

[mnras314_4_702-92] Дент, WRF; и др. (2000). «Модели пылевых структур вокруг звезд с избытком Веги» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 314 (4): 702–712. Бибкод : 2000MNRAS.314..702D . дои : 10.1046/j.1365-8711.2000.03331.x .

[apj559_1_237-93] Чарди, Дэвид Р.; и др. (2001). «О размере Веги в ближнем инфракрасном диапазоне». Астрофизический журнал . 559 (1): 237–244. arXiv : astro-ph/0105561 . Бибкод : 2001ApJ...559.1147C . дои : 10.1086/322345 . S2CID 15898697 .

[aaa534_1_237-94] Дефрер, Д.; и др. (2011). «Горячая экзодиакальная пыль растворилась вокруг Веги с помощью IOTA/IONIC». Астрономия и астрофизика . 534 : А5. arXiv : 1108.3698 . Бибкод : 2011A&A...534A...5D . дои : 10.1051/0004-6361/201117017 . S2CID 8291382 .

[aaa452_1_237-95] Абсил, О.; и др. (2006). «Околозвездный материал во внутренней системе Веги, обнаруженный CHARA / FLUOR». Астрономия и астрофизика . 452 (1): 237–244. arXiv : astro-ph/0604260 . Бибкод : 2006A&A...452..237A . дои : 10.1051/0004-6361:20054522 . S2CID 2165054 .

[girault_rime_2006-96] Жиро-Рим, Марион (лето 2006 г.). «Звездная пыль Веги» . Международный журнал CNRS . Проверено 19 ноября 2007 г.

[nature392_6678_788-97] Холланд, Уэйн С.; и др. (1998). «Субмиллиметровые изображения пылевых обломков вокруг близлежащих звезд». Природа . 392 (6678): 788–791. Бибкод : 1998Natur.392..788H . дои : 10.1038/33874 . S2CID 4373502 .

[jac19980421-98] Персонал (21 апреля 1998 г.). «Астрономы обнаруживают возможные новые солнечные системы, формирующиеся вокруг близлежащих звезд Вега и Фомальгаут» . Объединенный астрономический центр. Архивировано из оригинала 16 декабря 2008 года . Проверено 29 октября 2007 г.

[apj569_2_L115-99] Вилнер, Д.; и др. (2002). «Структура среди пыльных обломков вокруг Веги». Астрофизический журнал . 569 (2): Л115–Л119. arXiv : astro-ph/0203264 . Бибкод : 2002ApJ...569L.115W . дои : 10.1086/340691 . S2CID 36818074 .

[apj598_2_1321-100] Вятт, М. (2003). «Резонансный захват планетезималей в результате миграции планет: скопления дисков обломков и сходство Веги с Солнечной системой». Астрофизический журнал . 598 (2): 1321–1340. arXiv : astro-ph/0308253 . Бибкод : 2003ApJ...598.1321W . дои : 10.1086/379064 . S2CID 10755059 .

[roe20031201-101] Гилкрист, Э.; и др. (1 декабря 2003 г.). «Новые доказательства существования солнечной планетной системы вокруг соседней звезды» . Королевская обсерватория, Эдинбург . Проверено 30 октября 2007 г.

[apj652_2_1729-102] Ито, Йоичи; и др. (2006). «Коронографический поиск внесолнечных планет вокруг ε Эри и Веги». Астрофизический журнал . 652 (2): 1729–1733. arXiv : astro-ph/0608362 . Бибкод : 2006ApJ...652.1729I . дои : 10.1086/508420 . S2CID 119542260 .

[aaa531-103] Пьету, В.; и др. (июль 2011 г.). «Высокочувствительный поиск сгустков в поясе Веги Койпера. Новые наблюдения PdBI 1,3 мм». Астрономия и астрофизика . 531 : Л2. arXiv : 1105.2586 . Бибкод : 2011A&A...531L...2P . дои : 10.1051/0004-6361/201116796 . S2CID 55674804 .

[hughes2012-104] Хьюз, А. Мередит; и др. (2012). «Подтверждение преимущественно гладкой структуры диска обломков Веги на миллиметровых волнах». Астрофизический журнал . 750 (1): 82. arXiv : 1203.0318 . Бибкод : 2012ApJ...750...82H . дои : 10.1088/0004-637X/750/1/82 . S2CID 118553890 . 82.

[sibthorpe2010-105] Сибторп, Б.; и др. (2010). «Диск обломков Веги: взгляд Гершеля». Астрономия и астрофизика . 518 : Л130. arXiv : 1005.3543 . Бибкод : 2010A&A...518L.130S . дои : 10.1051/0004-6361/201014574 . S2CID 6461181 . Л130.

[pasp97_180-106] Кэмпбелл, Б.; и др. (1985). «О наклонении внесолнечных планетных орбит» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 97 : 180–182. Бибкод : 1985PASP...97..180C . дои : 10.1086/131516 .

[mnras55_429-108] Кнобель, Э.Б. (июнь 1895 г.). «Аль-Аксаси Аль-Муаккет, Лучшее из Мохаммеда Аль-Аксаси Аль-Муаккет » Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 55 (8): 429–438. Бибкод : 1895MNRAS..55..429K . дои : 10.1093/mnras/55.8.429 .

[massey2001-110] Мэсси, Джеральд (2001). Древний Египет: Свет миру . Адамант Медиа Корпорация. ISBN 978-1-60206-086-9 .

[olcott1911-111] Олкотт, Уильям Тайлер (1911). Звездные предания всех веков: сборник мифов, легенд и фактов, касающихся созвездий северного полушария . Сыновья Г. П. Патнэма. Бибкод : 1911slaa.book.....O . ISBN 978-0-7873-1096-7 .

[houlding2005-112] Хоулдинг, Дебора (декабрь 2005 г.). «Лира: Лира» . Скцскрипт . Проверено 4 ноября 2007 г.

[Kunitzsch86-113] Куниц, Пол (1986). «Звездный каталог, обычно прилагаемый к таблицам Альфонсин». Журнал истории астрономии . 17 (49): 89–98. Бибкод : 1986JHA....17...89K . дои : 10.1177/002182868601700202 . S2CID 118597258 .

[brill7_292-114] Хоутсма, М.Т.; и др. (1987). Первая энциклопедия ислама Э. Дж. Брилла, 1913–36 . Том. VII. Э. Дж. Брилл. п. 292.

[Gingerish1987-115] Джинджерич, О. (1987). «Зооморфные астролябии и появление арабских названий звезд в Европе». Анналы Нью-Йоркской академии наук . 500 (1): 89–104. Бибкод : 1987NYASA.500...89G . дои : 10.1111/j.1749-6632.1987.tb37197.x . S2CID 84102853 .

[jps28_18-116] Смит, С. Перси (1919). «Отечество полинезийцев – арийские и полинезийские точки соприкосновения» . Журнал Полинезийского общества . 28 : 18–20.

[zh-117] Чэнь Цзюджин (2005). Мифы о китайских созвездиях . Wunan Book Publishing Co., Ltd. ISBN. 978-986-7332-25-7 .

[aeea-118] «天文教育資訊網» [AEEA (Выставочная и образовательная деятельность в области астрономии)] (на китайском языке). 3 июля 2006. Архивировано из оригинала 21 мая 2011 года . Проверено 6 января 2019 г.

[wei_yue_tao2005-119] Вэй, Известняк; и др. (2005). Китайские фестивали . Китайская межконтинентальная пресса. ISBN 978-7-5085-0836-8 .

[kippas1919-120] Киппакс, Джон Роберт (1919). Зов звезд: популярное введение в знание звездного неба с его романтикой и легендами . Сыновья ГП Патнэма.

[boyce1996-121] Бойс, Мэри (1996). История зороастризма, том первый: Ранний период . Нью-Йорк: Э. Дж. Брилл. ISBN 978-90-04-08847-4 .

[hamacher-122] Хамахер, Дуэйн В.; и др. (2010). «Запись австралийских аборигенов о великом извержении Эта Киля». Журнал астрономической истории и наследия . 13 (3): 220–34. arXiv : 1010.4610 . Бибкод : 2010JAHH...13..220H . дои : 10.3724/SP.J.1440-2807.2010.03.06 . S2CID 118454721 .

[stanbridge-123] Стэнбридж, Уильям Эдвард (1857). «Об астрономии и мифологии аборигенов Виктории». Труды Философского института Виктории . 2 : 137. Бибкод : 1857PPIVT...2..137S .

[vedabase-124] «СБ 16.11.27» . vedabase.io . Проверено 29 марта 2021 г.

[tyson1993-125] Тайсон, Дональд; и др. (1993). Три книги оккультной философии . Ллевеллин по всему миру. ISBN 978-0-87542-832-1 .

[argippa1533-126] Агриппа, Генрих Корнелий (1533). Об оккультной философии БРИЛЛ. ISBN 978-90-04-09421-5 .

[auden-127] «WH Оден – Летняя ночь (Джеффри Хойланду)» . Проверено 6 января 2019 г.

[frommert-128] Фроммерт, Хартмут. «Вега, Альфа Лиры» . СЭДС. Архивировано из оригинала 24 октября 2007 года . Проверено 2 ноября 2007 г.

[esa20050520-129] Персонал (20 мая 2005 г.). «Ракеты-носители – Вега» . Европейское космическое агентство . Проверено 12 ноября 2007 г.

[rumerman2003-130] Румерман, Джуди (2003). «Локхид Вега и его пилоты» . Комиссия по столетию полетов США. Архивировано из оригинала 18 октября 2007 года . Проверено 12 ноября 2007 г.

[ 1 ]

[ 2 ]

[ 3 ]

[ 4 ]

[ 5 ]

[ 6 ]

[ 7 ]

[ 8 ]

[ 9 ]

[ 10 ]

[ 11 ]

[ 12 ]

[ 13 ]

[ 14 ]

[ 15 ]

[ 16 ]

[ 17 ]

[ 18 ]

[ 19 ]

[ 20 ]

[ 21 ]

[ 22 ]

[ 23 ]

[ 24 ]

[ 25 ]

[ 26 ]

[ 27 ]

[ 28 ]

[ 29 ]

[ 30 ]

[ 31 ]

[ 32 ]

[ 33 ]

[ 34 ]

[ 35 ]

[ 36 ]

[ 37 ]

[ 38 ]

[ 39 ]

[ 40 ]

[ 41 ]

[ 42 ]

[ 43 ]

[ 44 ]

[ 45 ]

[ 46 ]

[ 47 ]

[ 48 ]

[ 49 ]

[ 50 ]

[ примечание 1 ]

[ 51 ]

[ 52 ]

[ 53 ]

[ 54 ]

[ 55 ]

[ 56 ]

[ 57 ]

[ 58 ]

[ 59 ]

[ 60 ]

[ 61 ]

[ 62 ]

[ 63 ]

[ 64 ]

[ 65 ]

[ 66 ]

[ 67 ]

[ 68 ]

[ 69 ]

[ 70 ]

[ 71 ]

[ 72 ]

[ 73 ]

[ 74 ]

[ 75 ]

[ 76 ]

[ примечание 2 ]

[ 77 ]

[ 78 ]

[ 79 ]

[ 80 ]

[ 81 ]

[ 82 ]

[ 83 ]

[ 84 ]

[ 85 ]

[ 86 ]

[ примечание 3 ]

[ 87 ]

[ 88 ]

[ 89 ]

[ 90 ]

[ 91 ]

[ 92 ]

[ 93 ]

[ 94 ]

[ 95 ]

[ 96 ]

[ 97 ]

Данные наблюдений Эпоха J2000.0 Равноденствие J2000.0
Расположение Веги (обведено)
Созвездие	Лира
Произношение	/ ˈ v iː ɡ ə / ^{[ 1 ]}^{[ 2 ]}^{[ 3 ]} или / ˈ v eɪ ɡ ə / ^{[ 2 ]}
Прямое восхождение	18 ^час 36 ^м 56.33635 ^с^{[ 4 ]}
Склонение	+38° 47′ 01.2802″ ^{[ 4 ]}
Apparent magnitude (V)	+0.026 ^{[ 5 ]} (−0.02 – +0.07) ^{[ 6 ]}
Характеристики
Эволюционный этап	Основная последовательность
Спектральный тип	А0Ва ^{[ 7 ]}
U-B Индекс цвета	0.00 ^{[ 8 ]}
B-V Индекс цвета	0.00 ^{[ 8 ]}
Тип переменной	Дельта Шилдс ^{[ 6 ]}
Астрометрия

Радиальная скорость (R _v )	−13.9 ± 0.9 ^{[ 9 ]} км/с
Собственное движение (μ)	ДАТА: 200.94 ^{[ 4 ]} мас / Декабрь: 286,23 ^{[ 4 ]} мас /
Параллакс (р)	130,23 ± 0,36 мсек. ^{[ 4 ]}
Расстояние	25,04 ± 0,07 св. лет (7,68 ± 0,02 шт .)
Абсолютная величина ( _МВ )	+0.582 ^{[ 10 ]}

Подробности

Масса	2.15 +0.10 −0.15 ^{[ 11 ]} `M` _☉
Радиус	2,726 ± 0,006 (экваториальный), 2,418 ± 0,008 (полярный) ^{[ 11 ]} `R` _☉
Яркость	47.2 ± 0.2 ^{[ 11 ]} `L` _☉
Поверхностная сила тяжести (log g )	4.1 ± 0.1 ^{[ 12 ]} cgs
Температура	10070 ± 90 (полярный), 8910 ± 130 (экваториальный) ^{[ 11 ]} К
Металличность [Fe/H]	−0.5 ^{[ 13 ]} ловкость
Вращение	16,3 ч. ^{[ 14 ]}
Скорость вращения ( v sin i )	21.3 ± 0.2 ^{[ 11 ]} км/с
Возраст	700 +150 −75 ^{[ 11 ]} Мир

Другие обозначения
Один ^{[ 15 ]}, Сочная Лира ^{[ 16 ]}, Альфа Лиры, α Лиры , 3 Лиры , BD +38°3238 , GJ 721, HD 172167, HIP 91262, HR 7001, SAO 67174, LTT 15486 ^{[ 17 ]}
Ссылки на базы данных
СИМБАД	данные

v т и 2021 год в космосе
« 2020 2022 »
Space probe and telescope launches	Tiangong space station Tianhe (April 2021) Lucy (Oct 2021) DART / LICIACube (Nov 2021) James Webb Space Telescope (Dec 2021)
Impact events	Winchcombe meteorite
Selected NEOs	Asteroid close approaches 2021 AV7 2020 XR 2016 DV1 2021 DW1 99942 Apophis (231937) 2001 FO32 2021 GW4 2021 PH27 2016 AJ193 2021 SG 2021 TP21 2021 UA1 2019 XS 3361 Orpheus 1994 WR12 4660 Nereus (163899) 2003 SD220 2018 AH
Exoplanets	Alpha Centauri Ab (unconfirmed) COCONUTS-2b Gliese 486 HD 108236 f HD 110082 b Kepler-1704b KOI-5Ab L 98-59 e f? Lalande 21185 c Lambda Serpentis b LHS 1678 b c NGTS-13b NGTS-14Ab OGLE-2019-BLG-0960Lb PDS 70c circumplanetary disk TIC 172900988 b TOI-178 b c d e f g TOI-755 b c Vega b (unconfirmed) YSES 2 b
Discoveries	QSO J0313−1806 (distant quasar) ID2299 (elliptical galaxy) TIC 168789840 sextuple system V723 Mon black hole candidate 2018 AG37 (TNO) 2021 DR15 (TNO) ALESS 073.1 (spiral galaxy) PJ352–15 astrophysical jet 2MASS J0348−6022 (rapidly-rotating brown dwarf) ZTF J1901+1458 (massive white dwarf) WISE 1534–1043 (brown dwarf) Andy's object (radio source)
Comets	C/2021 A1 (Leonard) C/2021 J1 (Maury-Attard) (248370) 2005 QN173 8P/Tuttle C/2014 OG₃₉₂ (PanSTARRS) C/2014 UN₂₇₁ (Bernardinelli-Bernstein) C/2021 T4 (Lemmon) P/2021 U3 (Attard-Maury)
Space exploration	Hope Mars mission (Mars orbit insertion: Feb 2021) Mars 2020 (Mars orbit insertion: Feb 2021; Perseverance Mars landing: Feb 2021) Tianwen-1 (Mars orbit insertion: Feb 2021; Zhurong rover Mars landing: May 2021)
Outer space portal Category:2020 in outer space — Category:2021 in outer space — Category:2022 in outer space

Базы данных авторитетного контроля
International	VIAF
National	Germany