Вега

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Історія вивчення

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

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

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

Нині паралакс Веги оцінюють у 0,129".

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

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

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

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

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

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

Спостереження

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

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

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

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

Фізика

Вега є зорею головної послідовності і має спектральний клас A0V, тобто є білою зорею головної послідовності. Основне джерело енергії зорі — термоядерна реакція синтезу гелію з водню в надрах при високій температурі. Оскільки масивні зорі витрачають водень швидше, ніж малі, то тривалість життя Веги становитиме, за підрахунками науковців, один мільярд років, що становить одну десяту тривалості життя Сонця : Згідно з моделями розвитку зір при 1,75<M<2,7; 0,2<Y<2,7; 0,004<Z<0,001 між входженням зорі в головну послідовність та її переходом на бічну гілку червоних гігантів минає 0,43—1,64 років. Однак при масі Веги 2,2 її вік менший за один мільярд років..

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

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

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

Еволюція зорі