Ве́га (α Лиры, α Lyr) — самая яркая звезда в созвездии Лиры, пятая по яркости звезда ночного неба и вторая (после Арктура) — в Северном полушарии, третья по яркости звезда (после Сириуса и Арктура), которую можно наблюдать в России и ближнем зарубежье. Вега находится на расстоянии 25,3 светового года от Солнца и является одной из ярчайших звёзд в его окрестностях (на расстоянии до 10 парсек).
Этимология Название «Вега» (Wega, позже — Vega) происходит от приблизительной транслитерации слова waqi («падающий») из фразы (an-nasr al-wāqi‘), означающей «падающий орёл» или «падающий гриф». Созвездие Лиры представлялось в виде грифа в Древнем Египте и в виде орла или грифа — в древней Индии. Арабское название вошло в европейскую культуру после использования в астрономических таблицах, которые были разработаны в 1215—1270 годах по приказу Альфонсо X. Вероятно, ассоциация Веги и всего созвездия с хищной птицей имело в древности свою мифологическую основу, однако этот миф был позабыт и замещён более поздней легендой о коршуне бога Зевса, выкравшем тело нимфы Кампы у титана Бриарея, и за эту услугу помещённом своим хозяином на небо.
Основные характеристики Вега, иногда называемая астрономами «наверное, самой важной звездой после Солнца», в настоящее время является самой изученной звездой ночного неба. Вега стала первой звездой (после Солнца), которая была сфотографирована, а также первой звездой, у которой был определён спектр излучения. Кроме того, Вега была одной из первых звёзд, до которой методом параллакса было определено расстояние. Яркость Веги долгое время принималась за ноль при измерении звёздных величин, то есть она была точкой отсчёта и являлась одной из шести звёзд, которые лежат в основе шкалы UBV-фотометрии (измерение излучения звезды в различных диапазонах спектра).
Вега — относительно молодая звезда с низкой, по сравнению с Солнцем, металличностью — малым содержанием элементов тяжелее гелия. Вега, возможно, является переменной звездой, хотя это и не доказано. Возможная причина переменности — нестабильность в недрах.
Вега очень быстро вращается вокруг своей оси. На её экваторе скорость вращения, вероятно, превышает 230 км/с. Для сравнения: скорость вращения на экваторе Солнца чуть больше двух километров в секунду (7284 км/ч). Вега вращается в сто раз быстрее и поэтому имеет форму эллипсоида вращения. Температура её фотосферы неоднородна: максимальная температура — на полюсе звезды, минимальная — на её экваторе. В настоящее время с Земли Вега наблюдается почти с полюса, и поэтому кажется яркой бело-голубой звездой.
Основываясь на значении интенсивности инфракрасного излучения Веги, которое значительно выше, чем должно быть у неё теоретически, учёные пришли к выводу, что вокруг Веги расположен пылевой диск, который вращается вокруг неё и разогревается излучением звезды. Этот диск образовался, скорее всего, в результате столкновения астероидных или кометных тел. Аналогичный пылевой диск в Солнечной системе связан с поясом Койпера.
Вега является прототипом так называемых «инфракрасных звёзд» — звёзд, у которых имеется диск из пыли и газа, излучающий в инфракрасном спектре под действием энергии звезды. Эти звёзды называются «Вега-подобные звёзды».
История изучения
Один из разделов астрономии — астрофотография, или фотографирование через телескопы небесных объектов, стал развиваться с 1840 года, когда астроном Джон Уильям Дрейпер сфотографировал Луну с помощью дагеротипии. Первой сфотографированной звездой стала Вега. В ночь с 16 на 17 июля 1850 года в обсерватории Гарвардского колледжа был сделан первый снимок звезды. В 1872 году Генри Дрейпер получил первые (после Солнца) фотографии спектра Веги и впервые показал линии поглощения в этом спектре.
В 1879 году Уильям Хаггинс использовал фотографии спектра Веги и ещё двенадцати похожих звёзд, чтобы определить «двенадцать сильных линий», которые являются общими для этого класса звёзд. Позже эти линии были определены как линии водорода (серия Бальмера).
Расстояние до Веги может быть определено по её параллаксу относительно неподвижных звёзд во время движения Земли по орбите вокруг Солнца. Первым параллакс Веги определил Василий Струве в 1837 году. Используя 9-дюймовый рефрактор на экваториальной монтировке и нитяной микрометр, изготовленные Фраунгофером, Струве получил значение 0,125 угловой секунды, что очень близко к современному значению. Но Фридрих Бессель, который определил расстояние до звезды 61 Лебедя, скептически оценил полученные Струве данные, заставив его отказаться от первоначальной оценки. Струве пересмотрел свою точку зрения и после новых подсчётов получил почти вдвое большую величину параллакса (0,2169±0,0254″). Таким образом, полученные Струве данные были приняты как неверные, и первым определителем расстояния до звезды считается Бессель.
В настоящее время параллакс Веги оценивается в 0,129″.
Яркость всех звёзд измеряется по стандартной логарифмической шкале, причём чем ярче звезда, тем меньше значение её звёздной величины. Самые тусклые звёзды, доступные наблюдению невооружённым глазом, имеют шестую звёздную величину, в то время как блеск Сириуса, ярчайшей звезды ночного неба, равен −1,47. За точку отсчёта на этой шкале астрономы первоначально решили выбрать Вегу: её видимый блеск был принят за «ноль» .
Таким образом, в течение многих лет от яркости Веги вёлся отсчёт звёздных величин. В настоящее время точка отсчёта переопределена с помощью ряда других звёзд. Однако для визуальных наблюдений Вегу и сейчас можно считать эталоном нулевой звёздной величины: при наблюдении в стандартной полосе V фотометрической системы UBV, наиболее распространённой на сегодняшний день, величина Веги равна 0,03m, что на глаз неотличимо от нуля. В этой фотометрической системе при определении блеска звёзд применяются три светофильтра — ультрафиолетовый (), синий () и видимый (). Они обозначаются буквами U, B и V соответственно. Вега была одной из шести звёзд класса А0V, которые использовали при разработке этой фотометрической системы. Звёздные величины со всеми тремя фильтрами измеряются таким образом, что для Веги и подобных ей белых звёзд они равны между собой: U = B = V.
Фотометрические измерения Веги в 1920-х годах показали, что её блеск не постоянен, а слегка изменяется. Изменения блеска звезды были очень малы (±0,03 величины), и поэтому из-за слишком несовершенной техники того времени астрономы долго не знали, является ли Вега переменной или постоянной звездой. Более поздние измерения, проведённые в 1981 году в обсерватории им. Дэвида Данлэпа, показали такое же, как в 1930-х годах, слабое изменение блеска звезды. После попытки отнести Вегу к какому-то конкретному классу переменных звёзд было высказано предположение, что Вега совершает неправильные низкоамплитудные пульсации, аналогичные пульсациям δ Щита.
Это одна из категорий переменных звёзд, изменения блеска которых вызвано собственными пульсациями из-за неустойчивости в недрах звезды. Однако переменность Веги по-прежнему спорна, поскольку другие астрономы не обнаружили никаких изменений в блеске Веги, хотя она относится к типу звёзд, где встречается переменность. Поэтому весьма вероятно, что неспособность зарегистрировать изменение блеска Веги вызваны несовершенством оборудования или систематическими ошибками в измерениях.
Вега — первая звезда, у которой был обнаружен пылевой диск. Это открытие было сделано в 1983 году с помощью Инфракрасной космической обсерватории (IRAS).
В 2006 году с помощью оптической интерферометрии с длинной базой была обнаружена асферичность Веги.
Условия наблюдения
Вега — звезда Северного полушария и имеет в настоящее время склонение +38°48'. Её можно увидеть в Северном и Южном полушариях вплоть до 51° южной широты, то есть почти в любой точке мира, кроме Антарктиды и самого юга Южной Америки (в частности, звезда никогда не восходит в городе Ушуая). Севернее 51° с. ш. Вега никогда не пересекает линию горизонта, и по этой причине в высоких и полярных широтах Северного полушария наблюдается круглый год. Точку зенита Вега проходит примерно на широте Афин и Лиссабона. На широте Москвы Вега не заходит за горизонт, однако зимой из-за низкого положения над горизонтом её наблюдение возможно только утром или вечером. На юге России (южнее 51° северной широты) Вега скрывается за горизонтом, но глубоко под него не опускается.
Вега кульминирует в астрономическую полночь 1 июля и в это время наступает её противостояние с Солнцем. Именно в это время создаются наилучшие условия для наблюдения Веги с Земли.
С течением времени северное склонение Веги увеличится. По мере приближения звезды к Северному небесному полюсу в результате прецессии Земли — примерно через 12 тыс. лет — Вега станет полярной звездой Северного полушария. Такой звездой Вега была за 13 тысяч лет до н. э. и будет в 14 000 году н. э. В этот период Вега будет приближённо указывать на север, а вид неба сильно изменится, и на широтах Харькова будут видны такие южные созвездия, как Южный Крест, Центавр, Муха, Волк. Сто тысяч лет назад самой яркой звездой неба был Канопус, а сейчас — Сириус, Вега же была и будет одной из ярчайших звёзд неба, причём в будущем её блеск возрастёт. Кроме того, в будущем увеличится блеск и Альтаира — другой яркой звезды «Летне-осеннего треугольника».
Физические характеристики
Вега относится к спектральному классу A0V, то есть является белой звездой главной последовательности. Основной источник энергии звезды — термоядерная реакция синтеза гелия из водорода в недрах при высокой температуре. Поскольку массивные звёзды расходуют водород быстрее, чем малые, продолжительность жизни Веги составит (по подсчётам 1979 года) один миллиард лет — в десять раз меньше, чем у Солнца: согласно моделям развития звёзд при 1,75<M<2,7; 0,2<Y<2,7; 0,004<Z<0,001 между вхождением звезды в главную звёздную последовательность и её переходом на боковую ветвь красных гигантов проходит 0,43—1,64 лет. Однако при массе Веги 2,2 возраст Веги меньше одного миллиарда лет.
В отличие от Солнца, основным источником энергии на Веге служит не протон-протонная реакция, а так называемый CNO-цикл синтеза атомов гелия из атомов водорода с помощью посредников — углерода, азота и кислорода. Для этого необходима температура в 16 миллионов кельвин — выше температуры в недрах Солнца. Этот способ является более эффективным, чем протон-протонная реакция. Цикл очень чувствителен к температуре, отвод тепла от центра звезды осуществляется не излучением, а конвекцией. Поэтому в Веге зона лучистого переноса располагается над конвективной, в то время как в Солнце — наоборот.
Энергетический поток от Веги был точно измерен различными способами и используется как эталон. Так, при длине волны 548 нм плотность потока составляет 3650 Ян при допустимой погрешности 2 %. Вега имеет относительно плоский электромагнитный спектр в видимой области спектра, 350—800 нанометров, где плотность потока составляет 2000—4000 Ян. В инфракрасной части спектра плотность потока мала и равна около 100 Ян при длине волны в 5 микрометров. В спектре звезды доминируют линии поглощения водорода. Линии других элементов относительно слабы; из них сильнейшими являются линии ионизированного магния, железа и хрома.
Вега стала первой одиночной звездой главной последовательности (не считая Солнца), у которой было обнаружено рентгеновское излучение (в 1979 году). Излучение Веги в рентгеновском диапазоне незначительно, что свидетельствует о том, что корона у Веги вообще отсутствует или же очень слабая.
Эволюция звезды