Přeskočit na obsah

Vega

Tento článek patří mezi dobré v české Wikipedii. Kliknutím získáte další informace.
Z Wikipedie, otevřené encyklopedie
(přesměrováno z Α Lyrae)
Další významy jsou uvedeny na stránce Vega (rozcestník).
Vega
Umístění hvězdy v souhvězdí Lyra
Umístění hvězdy v souhvězdí Lyra
Astrometrická data
(Ekvinokcium J2000.0)
SouhvězdíLyra (Lyra)
Rektascenze18h36m56,336 35s[1]
Deklinace+38°47'1,28"[1]
Paralaxa0,133"[1]
Vzdálenost25,3 ly
(7,8 pc)
Barevný index (U-B)−0,00
Barevný index (B-V)0,00
Barevný index (V-R)-0,04
Barevný index (R-I)-0,03
Zdánlivá hvězdná velikost+0,026 (−0.02…+0.07)[2]
Absolutní hvězdná velikost0,582[2]
Vlastní pohyb v rektascenzi201,85 mas/rok
Vlastní pohyb v deklinaci285,46 mas/rok
Fyzikální charakteristiky
Typ proměnnostiDelta Scuti[3]
Spektrální typA0 Va[4]
Hmotnost8×1030[5] kg (3 M☉)
Poloměr1,74×106[5] km (2,5 R☉)
Zářivý výkon (V)58[5] L☉
Povrchová teplota8 152 až 10 060[5][A 1] K
Stáří455±13 miliónů let
Další označení
Henry Draper CatalogueHD 172167
Bonner DurchmusterungBD +38 3238
Bright Star katalogHR 7001
2MASS2MASS J18365633+3847012
SAO katalogSAO 67174
Katalog HipparcosHIP 91262
Tychův katalogTYC 3105-2070-1
General CatalogueGC 25466
Glieseho katalogGJ 721 a GJ 721.0
Bayerovo označeníα Lyr
Flamsteedovo označení3 Lyr
SynonymaADS 11510 A, CCDM J18369+3847A, CSV 101745, FK5 699, GCRV 11085, GJ 721, IDS 18336+3841 A, IRAS 18352+3844, LTT 15486, NLTT 46746, PLX 4293, PPM 81558, UBV 15842, WDS J18369+3846A
Databáze
SIMBADdata
(V) – měření provedena ve viditelném světle
Některá data mohou pocházet z datové položky.

Vega (α Lyrae) je hvězda hlavní posloupnosti a nejjasnější hvězda souhvězdí Lyry. Označení v Bayerově katalogu je α Lyrae, latinizováno Alfa Lyrae, zkráceně Alfa Lyr, či α Lyr. Hvězda se nachází ve vzdálenosti 25,3 světelných let od Země a patří mezi Slunci nejbližší jasné hvězdy. Je pátou nejjasnější hvězdou noční oblohy a po Arcturu druhou nejjasnější hvězdou severní nebeské polokoule. Je též proměnnou hvězdou, která mírně mění jasnost.

Vega je jednou z nejstudovanějších hvězd.[6] Okolo roku 12 tisíc před naším letopočtem se nacházela poblíž severního nebeského pólu a bude se poblíž něj znovu nacházet okolo roku 14 tisíc, kdy její deklinace bude +86 stupňů 14 minut, necelé 3 stupně od severního nebeského pólu díky precesi zemské osy. Vega byla po Slunci první hvězdou, která byla vyfotografována a bylo pořízeno její spektrum.[7][8] Byla také jednou z prvních hvězd, jejichž vzdálenost byla odhadnuta pomocí paralaxy.

Vega je asi desetkrát mladší než Slunce, její stáří se odhaduje na 455 milionů let. Je však také 2,1krát hmotnější, a proto je její očekávaná životnost jen desetina očekávané životnosti Slunce. Obě hvězdy jsou zhruba v polovině svého života. Má velkou rychlost rotace, 236 km/s na rovníku. Proto je okolo rovníku vyboulená odstředivou silou a v důsledku toho teplota ve fotosféře hvězdy kolísá a dosahuje maxima v pólech. Ze Země je pozorována ve směru jednoho z pólů.[9] Vega obsahuje neobvykle málo prvků s vyšším atomovým číslem než helium.[10]

Vega tvoří spolu s nejjasnějšími hvězdami souhvězdí Labutě a Orla asterismus Letní trojúhelník.

Vzhledem k tomu, že její zdánlivá hvězdná velikost je blízká hodnotě 0m, byla od 18. století používána jako kalibrační hvězda pro definici stupnice hvězdných velikostí. Protože má velice ploché spektrum v oblasti viditelného a blízkého infračerveného záření, je stále standardem pro stanovování tzv. barevného indexu v systému UBVRI. Byla jednou hvězd použitých k definici nulového bodu pro UBV systém.

Vega je zřejmě obklopena cirkumstelárním diskem.[9] Přestože kolem Vegy nebyly doposud objeveny žádné planety, nelze přítomnost planetárního systému zatím vyloučit. Mohou okolo ní obíhat menší, terestrické planety obíhající blíže ke hvězdě.[11]

Původ jména

[editovat | editovat zdroj]

Bayerovo označení hvězdy je α Lyrae (latinkou Alfa Lyrae). Tradiční název Vega (dříve Wega)[12] pochází patrně z volné transliterace arabského slova wāqi, což znamená „padající“ nebo „přistávající“, prostřednictvím fráze an-nasr al-wāqi, „padající orel“.

V roce 2016 založila Mezinárodní astronomická unie pracovní skupinu pro pojmenování hvězd (WGSN),[13] jejímž cílem je katalogizovat a standardizovat jména hvězd. První bulletin WGSN z července 2016[14] obsahoval tabulku prvních dvou skupin jmen schválených WGSN, kde bylo potvrzeno jméno Vega pro hvězdu α Lyrae.[15]

Pozorování

[editovat | editovat zdroj]
Na snímku s výřezem malé části černé oblohy poseté bílými hvězdami jsou bílými čárami, které propojují určité hvězdy, vyznačena souhvězdí; nahoře uprostřed je zvýrazněna a popsána Vega, vlevo dole Deneb a vpravo dole Altair a tyto hvězdy jsou propojeny žlutým, tzv. Letním trojúhelníkem
Letní trojúhelník, Vega nahoře

Na severní polokouli lze Vegu spatřit poblíž zenitu ve středních severních šířkách během večera v létě.[16] Ve středních šířkách jižní polokoule je ve stejném období zima, a Vega se tam nachází nízko nad severním obzorem. S deklinací +38,78° nelze Vegu spatřit v zeměpisných šířkách jižně od 51. rovnoběžky. Nelze ji tedy spatřit v Antarktidě ani v nejjižnější části Jižní Ameriky, včetně Punta Arenas v Chile (53 stupňů jižní šířky). V zeměpisných šířkách severně od 51. rovnoběžky zůstává Vega nepřetržitě nad obzorem jako cirkumpolární hvězda. Kolem 1. července je Vega o půlnoci v zenitu, když v té době překročí meridián.[17]

Každou noc se zdá, že se pozice hvězd díky rotaci Země mění. Když však hvězdu vidíme ve směru osy otáčení Země, zůstane ve stejné poloze, a proto se nazývá polární hvězda. Směr osy rotace Země se postupem času mění v procesu známém jako precese rovnodennosti. Úplný precesní cyklus trvá 25 770 let,[18] během nichž severní nebeský pól sleduje kruhovou cestu přes nebeskou sféru, která prochází poblíž několika jasných hvězd. V současné době je polární hvězdou Polárka, ale okolo roku 12 000 před naším letopočtem jí byla a okolo roku 14 000 jí zase bude Vega.[19]

Vega leží v jednom z vrcholů Letního trojúhelníku, rozlehlého asterismu, jehož zbylé vrcholy tvoří dvě hvězdy první velikosti, totiž Altair v souhvězdí Orla a Deneb v souhvězdí Labutě. Má přibližně tvar pravoúhlého trojúhelníku, přičemž Vega leží v jeho pravém úhlu. Letní trojúhelník lze na severním nebi dobře rozeznat, protože v jeho okolí je málo dalších jasných hvězd.[20]

Etymologie a kulturní význam

[editovat | editovat zdroj]

Jméno hvězdy je patrně odvozeno z arabského Al Nesr al Waki النسر الواقع, které se poprvé objevilo ve hvězdném katalogu Al Achsasi al Mouakketa a bylo přeloženo do latiny jako Vultur cadens, padající sup.[21] Souhvězdí ve starověkém Egyptě bylo částí souhvězdí představujícího supa či orla, stejně tak ve starověké Indii.[22] Arabské jméno se pak objevilo v západním světě v Alfonsinských tabulkách, sestavených mezi lety 1215 a 1270 na objednávku kastilského krále Alfonse X.[23] Středověké astroláby v Anglii a západní Evropě pro ni používaly jména Wega a Alvaca a zobrazovaly ji a Altaira jako ptáky.[24]

Mezi obyvateli severní Polynésie byla Vega známa jako whetu o te tau, novoroční hvězda. V určité fázi jejich historie Vega oznamovala začátek nového roku, kdy byla půda připravena k setí. Tuto funkci však postupně převzaly Plejády.[25]

Asyřané pojmenovali hvězdu Dayan-same, což znamenalo „soudce nebe“, zatímco v Akkadu byla Tir-annou, „životem nebe“. V babylonské astronomii byla Vega jednou z hvězd označovaných jako Dilgan, „Poslové světla“. Pro starověké Řeky představovalo souhvězdí Lyry Orfeovu harfu a Vega byla její rukojetí. V Římské říši byl začátek podzimu založen na hodině v říši, kdy Vega zapadala pod obzor.[12]

V čínské astronomii je Vega součástí hvězdného obrazce Tkadlena (織女, Č’-nü), do něhož patří i ε Lyrae a ζ1 Lyrae.[26] Čínské jméno pro Vegu je První hvězda tkadleny (織女 一, Č’-nü i).[27] V čínské mytologii existuje milostný příběh připomínaný o svátku Čchi-si (七夕) sedmý den sedmého měsíce čínského kalendáře, ve kterém pasáček Niou-lang (牛郎, Altair) a jeho dvě děti (β Aquilae a γ Aquilae) jsou odděleny od své matky Č’-nü, žijící na druhé straně řeky, představované Mléčnou dráhou.[28] Jednou za rok, sedmý den sedmého měsíce čínského kalendáře, se pomocí ptáků vytvoří most, takže Niou-lang a Č’-nü mohou být opět na krátkou dobu spolu.[28][29] Na této legendě je také založen japonský svátek Tanabata, v němž se tkadlena/Vega jmenuje Orihime a pasáček/Altair Hikoboši.[29]

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

Domorodí obyvatelé Boorongu na severozápadě australské Viktorie ji pojmenovali Neilloan[30], „letící tabon“.[A 2][31]

V hinduistické mytologii je Vega nazývána Abhijit a je zmíněna v Mahábháratě: Souhvězdí Krittika (Plejády), soupeříce s Abhijitem (Vegou), šlo k Vaně (letnímu slunovratu), aby prohřálo léto. Hvězda Abhijit pak sestoupila po obloze. P. V. Vartak se domnívá, že sestup Abhijita a vzestup Krittiky by mohly odkazovat na postupné vzdalování Vegy od nebeského pólu počínaje rokem 12 000 před naším letopočtem.

Středověcí astrologové považovali Vegu za jednu z Behenských hvězd a spojovali ji s olivínem a rostlinou saturejkou horskou. Cornelius Agrippa označoval svoje kabalistické znamení jako Vultur cadens, což je doslovný latinský překlad arabského jména. Středověké hvězdné mapy užívaly pro Vegu rovněž alternativní jména Waghi, Vagieh a Veka.[17]

W. H. Audenova báseň z roku 1933 „Letní noc (Geoffreyovi Hoylandovi)“ začíná slavným dvojverším:[32] „Venku na trávníku ležím v posteli / s nápadnou Vegou nad hlavou“.

Vega se stala první hvězdou, po které byl pojmenován automobil, modely řady Facel Vega francouzské automobilky Facel se vyráběly od roku 1954. V USA automobilka Chevrolet vyráběla modely s názvem Vega od roku 1971. Další dopravní prostředky se jménem Vega zahrnují nosné rakety Vega provozované francouzskou společností Arianespace[33] a letadla Lockheed Vega.[34]

Jméno Vega nesl také pořad pro děti a mládež vysílaný Československou a později Českou televizí od roku 1987 do roku 1995.

Historie pozorování

[editovat | editovat zdroj]
První fotografie Vegy i hvězdy (jiné než Slunce) vůbec, pořízena 17. července 1850
Na výřezu malé části oblohy s černým pozadím a bílými hvězdičkami v pozadí dominuje uprostřed jedna velká zářící hvězda Vega vytvářející 4 silné paprsky nahoru, dolu, doprava a doleva a zároveň je okolo ní souvislá světelná zář do všech stran, přičemž oba tyto světelné efekty sahají asi do vzdálenosti odpovídající 2,5 násobku průměru této hvězdy
Astrofotografie Vegy

Počátky astrofotografie, fotografování nebeských objektů, jsou kladeny do roku 1840, kdy John William Draper pořídil první snímek Měsíce pomocí daguerrotypického procesu. Dne 17. července 1850 se Vega stala první vyfotografovanou hvězdou (jinou než Slunce), snímek pořídili William Bond a John Adams Whipple na Harvard College Observatory, rovněž s využitím daguerrotypie.[12][7][35] Henry Draper pořídil první fotografii hvězdného spektra Vegy v srpnu 1872 a stal se také prvním vědcem, který ve spektru hvězdy objevil absorpční čáry.[8] Podobné čáry již byly předtím identifikovány ve spektru Slunce.[36] V roce 1879 použil William Huggins fotografie spektra Vegy a podobných hvězd k identifikaci souboru dvanácti „velmi silných čar“, společných pro tuto hvězdnou kategorii. Později byly identifikovány jako čáry Balmerovy série vodíku.[37] Od roku 1943 slouží spektrum této hvězdy jako jeden ze stabilních kotevních bodů, podle nichž jsou klasifikovány další hvězdy.[38]

Projekce precesní dráhy severního pólu na pevné obloze epochy J2000.0 pro časový interval od 48000 př. n. l. do 52000 n. l.[39]. Vega je jasná hvězda dole.

Vzdálenost Vegy od Země lze určit změřením paralaxy, posunu Vegy po obloze vůči hvězdám na pozadí, zatímco Země obíhá kolem Slunce. Prvním astronomem, který změřil paralaxu Vegy, byl Friedrich G. W. von Struve, který pro Vegu oznámil hodnotu 0,125 úhlové sekundy (0,125″).[40] Friedrich Wilhelm Bessel byl skeptický, pokud jde o Struveho data, a když sám publikoval paralaxu 0,314″ pro hvězdný systém 61 Cygni, Struve upravil svou hodnotu pro paralaxu Vegy na téměř dvojnásobek původního odhadu. Tato změna vrhla na Struveho data další pochybnosti. Většina astronomů té doby – včetně Struveho – proto připsala zásluhy za první zveřejněný výsledek měření paralaxy Vegy Besselovi. Struveův původní výsledek však ve skutečnosti byl velmi blízký aktuálně uznávané hodnotě 0,129″ ,[41] odvozené od údajů zprostředkovaných astrometrickou družicí Hipparcos.[1][42][43]

Jasnost hvězdy, při pohledu ze Země, se měří standardizovanou logaritmickou stupnicí. Tato zdánlivá velikost je číselná hodnota, která se snižuje s rostoucí jasností hvězdy. Nejslabší hvězdy viditelné pouhým okem jsou velikosti +6, zatímco nejjasnější hvězda na noční obloze, Sirius, má velikost −1,46. Pro standardizaci logaritmické stupnice zdánlivé hvězdné velikosti astronomové zvolili Vegu jako reprezentanta nulové velikosti na všech vlnových délkách. Proto byla Vega po mnoho let používána jako základ pro kalibraci stupnic absolutní fotometrické jasnosti.[44] To však již neplatí, protože nulový bod stupnice zdánlivé hvězdné velikosti je nyní běžně definován pomocí konkrétního číselně specifikovaného toku. Tento přístup je pro astronomy výhodnější, protože Vega není vždy pro kalibraci k dispozici a její jasnost je proměnlivá.[45]

Fotometrický UBV systém měří zdánlivou velikost hvězd pomocí ultrafialové, modré (blue) a vizuální magnitudy filtru a vytváří hodnoty U, B a V. Když byl fotometrický systém představen v 50. letech 20. století, byla Vega jednou ze šesti hvězd A0V, použitých k nastavení počátečních průměrných hodnot. Průměrné velikosti těchto šesti hvězd byly definovány jako: U − B = B − V = 0. Takže stupnice velikosti byla kalibrována tak, že zdánlivá velikost těchto hvězd je stejná ve žluté, modré a ultrafialové části elektromagnetického spektra.[46] Vega má ve vizuální oblasti – v rozsahu vlnových délek 350–850 nanometrů, z nichž většinu lze vidět lidským okem – relativně ploché spektrum, takže hustota toku je zhruba stejná; 2000–4000 Jy.[47] V infračervené oblasti však hustoto toku rychle klesá a v 5 mikrometrech je téměř 100 Jy.[48]

Fotometrická měření Vegy během třicátých let 20. století ukázala, že hvězda vykazovala proměnnost s velikostí řádově ± 0,03 magnitud (přibližně ± 2,8 procenta jasnosti). Tato škála variability byla v té době na hranici pozorovacích schopnosti, a tak byla proměnnost Vegy předmětem sporů. Zdánlivá hvězdná velikost Vegy byla znovu změřena v roce 1981 na observatoři Davida Dunlapa a vykazovala jen malou proměnnost. Bylo tedy navrženo, že Vega vykazuje příležitostné pulzy s nízkou amplitudou příznačné pro hvězdy typu Delta Scuti.[49] To je kategorie hvězd, které oscilují koherentním způsobem, což vede k periodickým pulzacím v jasnosti hvězdy.[50] Přestože Vega vyhovuje fyzikálnímu profilu pro tento typ proměnných hvězd, jiní pozorovatelé žádnou takovou proměnlivost nezaznamenali.[51][52] Údaje naznačující proměnlivost Vegy tak byla považovány za projev systematických chyb v měření. Článek z roku 2007, který však zkoumal tyto a další výsledky, však dospěl k závěru, že „konzervativní analýza výše uvedených výsledků naznačuje, že jasnost Vegy pravděpodobně vykazuje proměnnost s odchylkou 1 až 2 procenta od průměru, příležitostně až na 4 procenta od průměru".[53] Článek z roku 2011 rovněž potvrzuje, že „byla potvrzena dlouhodobá (meziroční) proměnnost Vegy“.[54]

Vega se stala první solitérní hvězdou hlavní posloupnosti po Slunci, u které byly zjištěny emise rentgenového záření. V roce 1979 je zachytil zobrazovací rentgenový dalekohled vypuštěný raketou Aerobee 350 z vojenské raketové základny ve White Sands.[55] V roce 1983 se Vega stala první hvězdou, u které byl objeven prašný disk. Infračervený dalekohled satelitu IRAS objevil nadbytek infračerveného záření přicházejícího od hvězdy, což bylo přičítáno energii emitované obíhajícím prachem při jeho zahřívání hvězdou.[56]

Fyzikální charakteristika

[editovat | editovat zdroj]

Vega má spektrální třídu A0V, je modře zbarvená bílá hvězda hlavní posloupnosti, v jejímž jádru probíhá fúze vodíku na helium. Hmotnější hvězdy spotřebovávají své fúzní palivo rychleji než menší, takže Vega má předpokládanou dobu života asi miliardu let, desetinu doby života Slunce.[57] Její současný věk je přibližně 455 milionů let,[5], což je asi polovina její očekávané doby života v hlavní posloupnosti. Po opuštění hlavní posloupnosti se Vega stane červeným obrem třídy M a zbaví se velké části své hmoty, až se nakonec stane bílým trpaslíkem. V současné době má Vega více než dvojnásobek hmoty Slunce a její zářivý výkon je asi 40krát větší než u Slunce.[9] Protože se rychle otáčí a ze Země ji vidíme ze směru jednoho z pólů, je její zdánlivá svítivost, vypočtená za předpokladu, že její povrch má všude stejnou jasnost, přibližně 57krát vyšší než Slunce.[58] Je-li Vega proměnnou hvězdou, je pravděpodobně typu Delta Scuti s periodou přibližně 0,107 dne.[49]

Většina energie produkované v jádru Vegy vzniká uhlíko-dusíko-kyslíkovým cyklem (CNO cyklus), procesem jaderné fúze, při kterém vznikají jádra helia ze čtyř protonů a katalyzátory reakce jsou uhlík, dusík a kyslík. Tento proces se stává dominantním při teplotě asi 17 milionů stupňů,[59] což je o něco víc než teplota slunečního jádra, ale je méně účinný než fúzní proton-protonový cyklus v Slunci. CNO cyklus je vysoce citlivý na teplotu, což má za následek konvektivní zónu kolem jádra,[60] která rovnoměrně distribuuje „popel“ z fúzní reakce v oblasti jádra. Vrchní atmosféra je v radiační rovnováze. To je rozdíl vůči Slunci, které má radiační zónu soustředěnou kolem jádra a konvektivní zónu až nad ní.[61]

Tok energie z Vegy byl přesně změřen vůči standardním světelným zdrojům. Při vlnové délce 5480 Å je spektrální intenzita záření 3 650 Jy s chybovým rozpětím 2 procenta.[62] Vizuálnímu spektru Vegy dominují absorpční linie vodíku; konkrétně Balmerova série spektrálních čar ve spektru atomů vodíku, které vznikají při přechodu elektronů mezi druhou energetickou hladinou a vyššími hladinami.[63][64] Spektrální čáry dalších prvků jsou relativně slabé, nejsilnější jsou čáry ionizovaného hořčíku, železa a chromu. Rentgenové emise z Vegy jsou velmi nízké, což ukazuje, že koróna hvězdy je velmi slabá nebo neexistuje.[65] Pól Vegy je ale natočený k Zemi a okolo něj může existovat polární koronální díra,[55][66] takže potvrzení korony jako pravděpodobného zdroje rentgenového záření detekovaného z Vegy (nebo oblasti jí velmi blízké) může být obtížné, protože většina koronálních rentgenových paprsků by nebyla emitována do našeho zorného pole.[66][67]

Pomocí spektropolarimetrie detekoval tým astronomů na Observatoire du Pic du Midi na povrchu Vegy magnetické pole. Je to první detekce magnetického pole u hvězdy spektrální třídy A, která není Ap chemicky mimořádnou hvězdou. Průměrná složka tohoto pole má sílu −0,6±0,3 G.[68] To je srovnatelné s průměrným magnetickým polem na Slunci.[69] Pro Vegu bylo hlášeno magnetické pole zhruba 30 gaussů, ve srovnání s asi 1 gaussem pro Slunce.[55] V roce 2015 byly na povrchu hvězdy detekovány jasné hvězdné skvrny – první taková detekce pro normální hvězdu typu A a je to důkazem rotace hvězdy s periodou 0,68 dne.[70]

Rotace

[editovat | editovat zdroj]
Na černém podkladu vedle sebe leží dvě koule představující hvězdy Vega a Slunce; vpravo nahoře je žluté Slunce a vlevo je oproti němu 2,818× širší a 2,362× vyšší, tedy poněkud vodorovně zploštělá bílomodrá Vega
Srovnání velikostí Vegy (vlevo) a Slunce (vpravo)

Poloměr Vegy byl s vysokou přesností změřen interferometrem, vyšla neočekávaně velká odhadovaná hodnota 2,73 ± 0,01 násobku poloměru Slunce. To je o 60 procent více, než činí poloměr Siria, i když hvězdné modely naznačují, že poloměr Vegy by měl být větší pouze o 12 procent. Tento nesoulad však lze vysvětlit, pokud je Vega rychle se otáčející hvězdou, jejíž osa rotace směřuje do blízkosti Země (a je tedy k Zemi natočena jedním z pólů). Pozorování interferometrem CHARA v letech 2005–2006 tuto hypotézu potvrdila.[58]

Osa otáčení Vegy a paprsek směřující k Zemi spolu svírají úhel menší než pět stupňů. Maximum odhadů rychlosti rotace pro Vegu je 236,2 ± 3,7 km/s[5] podél rovníku, mnohem vyšší než pozorovaná (a tedy projektovaná) rotační rychlost, důsledek toho, že Vegu vidíme téměř přesně ve směru od pólu. Je to asi 88 procent rychlosti, při níž by se hvězda již začala rozpadat odstředivými efekty.[5] Rychlá rotace Vegy vytváří výrazné rovníkové vydutí, takže poloměr jejího rovníku je o 19 procent větší než polární poloměr (odhadovaný polární poloměr Vegy je 2,362 ± 0,012 slunečních poloměrů, zatímco rovníkový poloměr je 2,818 ± 0,013 slunečních poloměrů).[5] Ze Země je vyboulení pozorováno ve směru od pólu hvězdy a vede k příliš velkým odhadům jejího poloměru.

Povrchová gravitace je u pólů větší než u rovníku, což způsobuje rozdíly v efektivní teplotě nad hvězdou: polární teplota se pohybuje kolem 10 000 K, zatímco teplota na rovníku je asi 8152 K.[5] Tento velký teplotní rozdíl mezi póly a rovníkem vede k silnému gravitačnímu ztemnění. Při pohledu od pólu to znamená větší ztemnění (pokles jasnosti) po obvodu hvězdného kotouče, než by se normálně očekávalo u sféricky symetrické hvězdy. Teplotní gradient může také znamenat, že Vega má konvektivní zónu kolem rovníku,[14] zatímco zbývající část atmosféry bude pravděpodobně v téměř čisté radiační rovnováze. Podle von Zeipelova teorému je lokální svítivost vyšší u pólů. Pokud by tedy Vega byla k Zemi natočena rovníkem namísto pólu, byla by její celková jasnost nižší.

Protože Vega byla dlouho používána jako standardní hvězda pro kalibraci dalekohledů, objev, že se rychle otáčí, může zpochybnit některé základní předpoklady, které byly založeny na tom, že je sféricky symetrická. Znalost úhlu pohledu a rychlosti rotace Vegy umožní lepší kalibraci přístrojů.

Výskyt prvků

[editovat | editovat zdroj]

V astronomii se prvky s vyšším atomovým číslem než helium nazývají „kovy“. Metalicita fotosféry Vegy dosahuje pouze 32 procent hojnosti těžkých prvků v atmosféře Slunce. Například Sirius má v porovnání se Sluncem metalicitu trojnásobnou. Na Slunci je hojnost prvků těžších než helium přibližně 1,27±0,02 procenta,[71] u Vegy je to jen 0,54 procenta její hmotnosti.

Neobvykle nízká metalicita činí z Vegy hvězdu typu Lambda Bootis.[72][73] Vznik a původ takových chemicky zvláštních hvězd spektrálních tříd A0-F0 však zůstává nejasný. Jednou z možností je, že tato chemická zvláštnost může být výsledkem difuze nebo úbytku hmotnosti, ačkoli hvězdné modely ukazují, že k tomu by mělo dojít až na konci života hvězdy, kdy jí dochází zásoby vodíku. Další možností je, že by se hvězda vytvořila z mezihvězdného plynu a prachu, které byly neobvykle chudé na kovy.[74]

Pozorovaný poměr helia k vodíku u Vegy je 0,030±0,005, což je asi o 40 procent méně než u Slunce. To může být způsobeno vymizením konvektivní zóny helia v blízkosti povrchu. K přenosu energie místo toho dochází radiačním procesem, což může způsobovat anomálie v hojnosti kovů zásluhou difuze.[75]

Kinematika

[editovat | editovat zdroj]

Radiální rychlost je součástí pohybu hvězdy podél přímky k Zemi. Pohyb pryč od Země způsobí, že se světlo z hvězdy posune na nižší frekvenci (směrem k červené), pohyb k Zemi pak posun na vyšší frekvenci (směrem k modré). Radiální rychlost hvězdy tak může být vypočtena z naměřené velikosti rudého (nebo modrého) posuvu jejího spektra. Přesná měření tohoto posuvu dávají pro Vegu hodnotu −13,9±0,9 km/s.[76] Znaménko minus znamená relativní pohyb směrem k Zemi.

Příčný pohyb po obloze způsobuje, že se poloha Vegy posouvá vzhledem k vzdálenějším hvězdám na pozadí. Pečlivé měření polohy hvězdy umožňuje vypočítat tento úhlový pohyb, známý jako vlastní pohyb. Vlastní pohyb Vegy je 202,03±0,63 milisekund za rok v rektascenzi a 287,47±0,54 ms/rok v deklinaci. Čistý vlastní pohyb Vegy je 327,78 ms/rok, což má za následek posun o úhlový stupeň každých 11 000 let.

V galaktickém souřadnicovém systému jsou složky prostorové rychlosti Vegy (U, V, W) = (−16,1± 0,3, −6,3±0,8, −7,7± 0,3) km/s, pro celkovou prostorovou rychlost 19 km/s.[77] Radiální složka této rychlosti je ve směru ke Slunci 13,9 km/s, zatímco příčná rychlost je 9,9 km/s. Přestože Vega je v současné době pouze pátou nejjasnější hvězdou na noční obloze, pomalu se rozjasňuje, protože se blíží ke Slunci. Nejblíže Slunci bude odhadem za 264 000 let ve vzdálenosti perihelia 13,2 světelných let (4,04 kiloparseku). [78]

Na základě kinematických vlastností této hvězdy se zdá, že patří do hvězdné asociace zvané Kastorova pohybová skupina. Vega však může být mnohem starší než další hvězdy této asociace, takže členství zůstává nejisté.[5] Asociace obsahuje asi 16 hvězd, včetně Alfy Vah, Alfy Cefea, Kastora, Fomalhautu a Vegy. Všichni členové skupiny se pohybují vesmírem téměř stejným směrem a podobnou rychlostí. Mají společný původ v otevřené hvězdokupě, ale ztratili vzájemnou gravitační vazbu. Odhadovaný věk Kastorovy pohybové skupiny je 200±100 milionů let a průměrná prostorová rychlost jejích hvězd je 16,5 km/s.[77]

Možnost planetárního systému

[editovat | editovat zdroj]

Infračervený přebytek

[editovat | editovat zdroj]
Uprostřed záběru je bílá Vega, jež plynule přechází do světle modré barvy, následně do tmavě modré až nakonec ve vzdálenosti asi 2,5 násobku svého průměru její disk končí a splývá s černým okolím; její pozadí je navíc poseto malými, tmavě modrými oblastmi slabého infračerveného záření
Infračervený (24 μm) obraz disku kolem Vegy

Jedním z prvních výsledků infračerveného astronomického satelitu (IRAS) byl objev nadměrného infračerveného toku přicházejícího z Vegy, který značně přesáhl hodnoty, které by se daly očekávat pouze od hvězdy. Tento přebytek byl naměřen na vlnových délkách 25, 60 a 100 μm a pocházel z oblasti o úhlovém poloměru 10 úhlových vteřin (10″) se středem ve hvězdě. Při započtení vzdálenosti Vegy od Země to odpovídá skutečnému poloměru 80 astronomických jednotek (AU), kde AU je střední vzdálenost Země od Slunce. Byla vyslovena hypotéza, že toto záření pochází z pole obíhajících částic s rozměrem řádově milimetr, protože cokoli menšího by nakonec bylo ze systému vyhnáno radiačním tlakem nebo by bylo vtaženo do hvězdy působením Poyntingova-Robertsonova efektu.[79] Ten je výsledkem radiačního tlaku vytvářejícího účinnou sílu, která působí proti orbitálnímu pohybu prachové částice a způsobuje, že padá spirálou na hvězdu. Tento efekt je nejvýraznější u malých částic, které jsou blíže ke hvězdě.[80]

Následná měření u Vegy na vlnové délce 193 μm ukázala nižší než očekávaný tok hypotetických částic, podle výsledků by jejich velikost měla být řádově 100 μm nebo méně. V takovém případě by pro udržení tohoto množství prachu na oběžné dráze kolem Vegy bylo zapotřebí nepřetržitého zdroje doplňování. Navrhovaným mechanismem pro udržování množství prachu byl planetární disk v procesu formování planety, již částečně zkolabovaný.[79] Modely sestavené na základě naměřených údajů o rozložení prachu kolem Vegy naznačují, že se jedná o kruhový disk o poloměru 120 AU, při pohledu ze Země nahlížený od pólu. Kromě toho je ve středu disku otvor s poloměrem nejméně 80 AU.[81]

Po objevení infračerveného přebytku kolem Vegy byly nalezeny další hvězdy vykazující podobnou anomálii, kterou lze přičíst emisím prachu. Od roku 2002 bylo objeveno přibližně 400 podobných hvězd, které se nazývají „Veze podobné“ nebo „s přebytkem jako Vega“. Předpokládá se, že by mohly poskytnout klíč k původu Sluneční soustavy.[82]

Prstenec prašných částic

[editovat | editovat zdroj]
Na umělecky ztvráněném barevném obrázku podobajícímu se fotografii, který představuje představu okolí zhvězdy Vegy, je znázorněna srážka dvou pustých šedých trpasličích planet posetých krátery; větší planeta má asi 1,5 násobek průměru menší, planety se do sebe boří a na jejich kruhovém rozhraní vzniká žlutá žhavá hmota, na jejíž krajích se víří šedý prach valící se k větší planetě a jeho část je také vymrštěna do kosmického prostoru; v pozadí je vidět Vega a za ní mezihvězdné pozadí
Představa umělce o intenzivních srážkách trpasličích planet okolo Vegy

V roce 2005 vyfotografoval Spitzerův vesmírný dalekohled ve vysokém rozlišení infračervené snímky prachu kolem Vegy. Ukázalo se, že se rozprostírá do vzdálenosti 43″ (330 AU) na vlnové délce 24 μm, 70″ (543 AU) na 70 μm a 105″ (815 AU) na 160 μm. Bylo zjištěno, že tyto mnohem širší disky jsou kruhové a bez shluků, s částicemi prachu o velikosti v rozmezí 1–50 μm. Odhadovaná celková hmotnost tohoto prachu je 3×10−3 (tři tisíciny) hmotnosti Země. Taková produkce prachu by vyžadovala srážky mezi asteroidy v populaci odpovídající Kuiperově pásu kolem Slunce. Prach je tedy spíše vytvářen prašným diskem kolem Vegy, než že by byl produktem činnosti protoplanetárního disku, jak se dříve myslelo.[83]

Vnitřní hranice prašného disku byla odhadnuta na 11″±2″ neboli 70–100 AU. Prašný disk vzniká, jak radiační tlak od Vegy tlačí trosky z kolizí větších těles směrem ven. Nepřetržitá produkce pozorovaného množství prachu za celou dobu života Vegy by však vyžadovala obrovskou počáteční hmotu – odhadovanou na sto hmot Jupitera. Proto je pravděpodobnější, že prašný disk vznikl v důsledku relativně nedávného rozpadu středně velké (nebo větší) komety nebo asteroidu, který se pak dále fragmentoval v důsledku kolizí mezi menšími úlomky a jinými tělesy. Takový prachový disk by byl v časovém měřítku věku hvězdy relativně mladý a nakonec by zanikl, pokud by další kolizní události nedodaly nový prach.[83]

Pozorování, nejprve interferometrem Palomar Testbed od Davida Ciardiho a Gerarda van Belle v roce 2001[84] a později potvrzená pomocí CHARA array na observatoři Mount Wilson v roce 2006 a dále infračerveným optickým dalekohledem na Mount Hopkins v roce 2011,[85] přinesla důkazy o dalším, vnitřním prachovém prstenci kolem Vegy. Tento exozodiacký (zvířetníkový) prach v okruhu do 8 AU od hvězdy může být důkazem dynamických poruch v systému.[86] Je obvykle produktem intenzivních srážek nebo nárazů komet a meteoroidů, což by bylo důkazem možné existence planetárního systému.

Možné planety

[editovat | editovat zdroj]
Barevná umělecká ilustrace připomínající fotografii; horizontálně mírně zploštělá Vega pohledem přes vrchní okraj planety, za kterou se právě Vega nachází a osvětluje ji svým bílomodrým světlem; v pozadí svítí hvězdičky na černém hvězdném pozadí
Umělecká představa planety na oběžné dráze Vegy

Z pozorování dalekohledu James Clerk Maxwell Telescope v roce 1997 vyplynula „protáhlá světlá centrální oblast“, která vrcholila na 9″ (70 AU) na severovýchod od Vegy. Byla předpokládána porucha prachového disku planetou nebo jiným obíhajícím objektem, který byl obklopen prachem. Snímky z Keckova dalekohledu však vyloučily společníka až do 16. magnitudy, což by odpovídalo tělesu s více než 12násobkem hmotnosti Jupitera.[87] Astronomové z Joint Astronomy Centre na Havaji a na UCLA navrhli, že snímek naznačuje, že planetární systém je stále ve stadiu formování.[88]

Určení povahy planety nebylo jednoduché; práce z roku 2002 předpokládala, že shluky jsou způsobeny planetou zhruba o hmotnosti Jupitera na excentrické oběžné dráze. Prach by se shromažďoval na oběžných drahách, které vykazují dráhovou rezonanci s planetou – kde jejich oběžné doby tvoří celočíselné zlomky s oběžnou dobou planety – což by vedlo k výsledným shlukům hmoty.[89]

V roce 2003 se předpokládalo, že tyto shluky mohla způsobit planeta hmotnosti zhruba Neptunu, která se během 56 miliónů let přesunula ze 40 na 65 AU od Vegy.[90] Tato oběžná dráha má dostatečně velký poloměr, aby umožnila vytvoření menších kamenitých planet blíže k Veze. Migrace této planety by pravděpodobně vyžadovala gravitační interakci s další planetou vyšší hmotnosti na bližší oběžné dráze.

Použitím Koronografu na dalekohledu Subaru na Havaji v roce 2005 dokázali astronomové dále omezit velikost planety obíhající Vegu na maximálně 5–10násobek hmotnosti Jupiteru.[91] Otázka možných shluků uvnitř disku s troskami byla v roce 2007 znovu přezkoumána pomocí novějších a citlivějších přístrojů interferometru na Plateau de Bure. Pozorování ukázala, že prstenec úlomků je hladký a symetrický. Nebyly nalezeny žádné doklady o dříve zmiňovaných shlucích, což zpochybnilo hypotetickou obří planetu.[92] Hladká struktura byla potvrzena v následných pozorováních Hughesové et al. (2012)[93] i Herschelovou vesmírnou observatoří.[94]

Přestože kolem Vegy doposud žádná planeta pozorována nebyla, nelze zatím přítomnost planetárního systému vyloučit. Mohly tam být menší, terestrické planety obíhající blíže ke hvězdě. Sklon planetárních drah kolem Vegy by byl pravděpodobně shodný s rovinou rovníku hvězdy.[11]

Z pohledu pozorovatele na hypotetické planetě kolem Vegy by se Slunce nacházelo v souhvězdí Holubice jako slabá hvězda o velikosti 4,3 magnitudy.[A 3]

Odkazy

[editovat | editovat zdroj]

Poznámky

[editovat | editovat zdroj]
  1. ↑ Díky rychlé rotaci Vegy je polární teplota o 2 tisíce stupňů vyšší než na rovníku.
  2. ↑ Loan je domorodý název tabona holubího, zavalitého kurovitého ptáka.
  3. ↑ Slunce by se nacházelo na souřadnicích α = 6h 36m 56,3364s, δ = −38° 47′ 01,291″, což je v západní části souhvězdí Holubice.

Reference

[editovat | editovat zdroj]

V tomto článku byl použit překlad textu z článku Vega na anglické Wikipedii.

  1. ↑ a b c d LEEUWEN, F. van. Validation of the new Hipparcos reduction. Astronomy & Astrophysics. 2007-11-01, roč. 474, čís. 2, s. 653–664. Dostupné online [cit. 2020-01-26]. ISSN 0004-6361. DOI 10.1051/0004-6361:20078357. (anglicky) 
  2. ↑ a b BOHLIN, R. C.; GILLILAND, R. L. Hubble Space Telescope Absolute Spectrophotometry of Vega from the Far-Ultraviolet to the Infrared. The Astronomical Journal. 2004 June, roč. 127, čís. 6, s. 3508. Dostupné online [cit. 2020-01-26]. ISSN 1538-3881. DOI 10.1086/420715. (anglicky) 
  3. ↑ SAMUS, N. N.; KAZAROVETS, E. V.; DURLEVICH, O. V. VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+, 2007-2017). yCat. 2009-01, s. B/gcvs. Dostupné online [cit. 2020-01-26]. (anglicky) 
  4. ↑ GRAY, R. O.; CORBALLY, C. J.; GARRISON, R. F. Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 Parsecs: The Northern Sample. I.. The Astronomical Journal. 2003 October, roč. 126, čís. 4, s. 2048. Dostupné online [cit. 2020-01-26]. ISSN 1538-3881. DOI 10.1086/378365. (anglicky) 
  5. ↑ a b c d e f g h i j YOON, Jinmi; PETERSON, Deane M.; KURUCZ, Robert L. A NEW VIEW OF VEGA\textquotesingleS COMPOSITION, MASS, AND AGE. The Astrophysical Journal. 2009-12, roč. 708, čís. 1, s. 71–79. Dostupné online [cit. 2020-01-26]. ISSN 0004-637X. DOI 10.1088/0004-637X/708/1/71. (anglicky) 
  6. ↑ GULLIVER, Austin F.; HILL, Graham; ADELMAN, Saul J. Vega: A Rapidly Rotating Pole-on Star. ApJL. 1994-07, roč. 429, s. L81. Dostupné online [cit. 2020-01-26]. ISSN 0004-637X. DOI 10.1086/187418. (anglicky) 
  7. ↑ a b BARGER, M. SUSAN, 1949-. The daguerreotype: nineteenth-century technology and modern science. Johns Hopkins pbk. ed. vyd. Baltimore: Johns Hopkins University Press 252 s. Dostupné online. ISBN 0-8018-6458-5, ISBN 978-0-8018-6458-2. OCLC 43095774 S. 88. 
  8. ↑ a b BARKER, George F. On the Henry Draper Memorial Photographs of Stellar Spectra. 1887: [s.n.], 1887-01-01. 166-172 s. Dostupné online. 
  9. ↑ a b c PETERSON, D. M.; HUMMEL, C. A.; PAULS, T. A. Vega is a rapidly rotating star. Nature. 2006-04, roč. 440, čís. 7086, s. 896–899. Dostupné online [cit. 2020-01-26]. ISSN 1476-4687. DOI 10.1038/nature04661. (anglicky) 
  10. ↑ KINMAN, T.; CASTELLI, F. The determination of for metal-poor A-type stars using and 2MASS , and magnitudes. Astronomy & Astrophysics. 2002-09-01, roč. 391, čís. 3, s. 1039–1052. Dostupné online [cit. 2020-09-26]. ISSN 0004-6361. DOI 10.1051/0004-6361:20020806. (anglicky) 
  11. ↑ a b CAMPBELL, B.; GARRISON, R. F. On the inclination of extra-solar planetary orbits.. PASP. 1985-02, roč. 97, s. 180–182. Dostupné online [cit. 2020-01-30]. ISSN 0004-6280. DOI 10.1086/131516. (anglicky) 
  12. ↑ a b c ALLEN, RICHARD HINCKLEY, 1838-1908. Star names : their lore and meaning. Dover ed. vyd. New York: Dover Publications xiv, 563 s. Dostupné online. ISBN 0-486-21079-0, ISBN 978-0-486-21079-7. OCLC 637940 
  13. ↑ International Astronomical Union | IAU. www.iau.org [online]. [cit. 2020-01-26]. Dostupné online. 
  14. ↑ a b NOAO Press Release 06-03: Rapidly Spinning Star Vega has Cool Dark Equator. www.noao.edu [online]. [cit. 2020-01-26]. Dostupné v archivu pořízeném dne 2007-11-02. 
  15. ↑ IAU Catalog of Star Names (IAU-CSN) [online]. [cit. 2020-01-26]. Dostupné online. 
  16. ↑ PASACHOFF, JAY M. A field guide to the stars and planets.. 4. vyd. Boston: Houghton Mifflin x, 578 s. Dostupné online. ISBN 0-395-93432-X, ISBN 978-0-395-93432-6. OCLC 41137649 
  17. ↑ a b BURNHAM, ROBERT, 1931-1993. Burnham's celestial handbook : an observer's guide to the Universe beyond the solar system. Rev. and enl. ed. vyd. New York: Dover Publications 3 volumes (2138 stran) s. Dostupné online. ISBN 0-486-23567-X, ISBN 978-0-486-23567-7. OCLC 3863848 
  18. ↑ BEATTY, J. Kelly; PETERSEN, Carolyn Collins. The new solar system. 4. vyd. Cambridge: Sky Pub, 1999. viii, 421 s. Dostupné online. ISBN 0-933346-86-7, ISBN 978-0-933346-86-4. OCLC 39464951 
  19. ↑ ROY, A. E. (ARCHIE E.), 1924-2012. Astronomy : principles and practice. 4. vyd. Bristol: Institute of Physics Pub xxiii, 475 s. Dostupné online. ISBN 0-7503-0917-2, ISBN 978-0-7503-0917-2. OCLC 51994068 
  20. ↑ UPGREN, ARTHUR R. Night has a thousand eyes : a naked-eye guide to the sky, its science, and lore. New York: Plenum Trade ix, 301 s. Dostupné online. ISBN 0-306-45790-3, ISBN 978-0-306-45790-6. OCLC 38495046 
  21. ↑ KNOBEL., E. B. On a Catalogue of Stars in the Calendarium of Mohammad Al Achasi Al Mouakket. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 1895-06-14, roč. 55, čís. 8, s. 429–438. Dostupné online [cit. 2020-01-31]. ISSN 0035-8711. DOI 10.1093/mnras/55.8.429. (anglicky) 
  22. ↑ MASSEY, GERALD, 1828-1907. Ancient Egypt : the light of the world. New York: Cosimo Classics 672 s. Dostupné online. ISBN 978-1-60206-086-9, ISBN 1-60206-086-X. OCLC 180205965 
  23. ↑ KUNITZSCH, P. The Star Catalogue Commonly Appended to the Alfonsine Tables. JHA. 1986-05, roč. 17, s. 89. Dostupné online [cit. 2020-01-31]. ISSN 0021-8286. DOI 10.1177/002182868601700202. (anglicky) 
  24. ↑ GINGERICH, Owen. Zoomorphic Astrolabes and the Introduction of Arabic Star Names into Europe. Annals of the New York Academy of Sciences. 1987, roč. 500, čís. 1, s. 89–104. Dostupné online [cit. 2020-01-31]. ISSN 1749-6632. DOI 10.1111/j.1749-6632.1987.tb37197.x. (anglicky) 
  25. ↑ SMITH, S. Percy. The Journal of the Polynesian Society. [s.l.]: Polynesian Society. 286 s. Dostupné online. S. 28 až 29. (anglicky) 
  26. ↑ CHEN, JIUJIN, 1939-; 陳久金, 1939-. Zhong guo xing zuo shen hua. Chu ban. vyd. Taibei shi: Taiwan gu ji chu ban you xian gong si 12, 5, 7, 446 p. s. Dostupné online. ISBN 986-7332-25-3, ISBN 978-986-7332-25-7. OCLC 148380213 (čínsky) 
  27. ↑ 天文教育資訊網. aeea.nmns.edu.tw [online]. [cit. 2020-01-31]. Dostupné v archivu pořízeném z originálu dne 2011-05-21. (čínsky) 
  28. ↑ a b YU, Frank. Příběhy noční oblohy: Ve hvězdách jsou vepsány příběhy mnoha kultur. www2.epochtimes.cz [online]. [cit. 2020-01-31]. Dostupné online. 
  29. ↑ a b KIPPAX, John Robert. The call of the stars;. [s.l.]: New York and London, G. P. Putnam's sons 551 s. Dostupné online. 
  30. ↑ HAMACHER, Duane W.; FREW, David J. An Aboriginal Australian Record of the Great Eruption of Eta Carinae. JAHH. 2010-11, roč. 13, čís. 3, s. 220–234. Dostupné online [cit. 2020-01-31]. ISSN 1440-2807. (anglicky) 
  31. ↑ STANBRIDGE, William Edward. On the astronomy and mythology of the Aborigines of Victoria. PPIVT. 1857-09, roč. 2, s. 137–140. Dostupné online [cit. 2020-01-31]. (anglicky) 
  32. ↑ W. H. Auden – A Summer Night (to Geoffrey Hoyland). Genius [online]. [cit. 2020-01-31]. Dostupné online. (anglicky) 
  33. ↑ Vega. www.esa.int [online]. [cit. 2020-01-31]. Dostupné online. (anglicky) 
  34. ↑ Lockheed Vega. web.archive.org [online]. 2007-10-18 [cit. 2020-01-31]. Dostupné v archivu pořízeném z originálu dne 2007-10-18. 
  35. ↑ HOLDEN, Edward S.; CAMPBELL, W. W. Photographs of Venus, Mercury and Alpha Lyræ in Daylight.. PASP. 1890-09, roč. 2, čís. 10, s. 249. Dostupné online [cit. 2020-01-26]. ISSN 0004-6280. DOI 10.1086/120156. (anglicky) 
  36. ↑ Cosmic Journey: A History of Scientific Cosmology. history.aip.org [online]. [cit. 2020-01-26]. Dostupné online. 
  37. ↑ HENTSCHEL, KLAUS, 1961-. Mapping the spectrum : techniques of visual representation in research and teaching. Oxford: Oxford University Press xii, 362 pages s. Dostupné online. ISBN 0-19-850953-7, ISBN 978-0-19-850953-0. OCLC 50116022 
  38. ↑ GARRISON, R. F. Anchor Points for the MK System of Spectral Classification. AAS. 1993-12, roč. 183, s. 17.10. Dostupné online [cit. 2020-01-26]. (anglicky) 
  39. ↑ VONDRÁK, J.; CAPITAINE, N.; WALLACE, P. New precession expressions, valid for long time intervals. Astronomy & Astrophysics. 2011-10-01, s. A22. Dostupné online. ISSN 0004-6361. DOI 10.1051/0004-6361/201117274. (anglicky) 
  40. ↑ ARTHUR BERRY. A Short History of Astronomy. [s.l.]: Scribner 539 s. Dostupné online. (English) 
  41. ↑ INTERNATIONAL ASTRONOMICAL UNION. SYMPOSIUM (133RD : 1987 : PARIS, FRANCE). Mapping the sky : past heritage and future directions : proceedings of the 133rd Symposium of the International Astronomical Union, held in Paris, France, June 1-5, 1987. Dordrecht: Kluwer Academic Publishers xxvii, 512 s. Dostupné online. ISBN 90-277-2809-7, ISBN 978-90-277-2809-8. OCLC 18290191 
  42. ↑ PERRYMAN, M. a. C.; LINDEGREN, L.; KOVALEVSKY, J. The Hipparcos Catalogue.. A&A. 1997-07, roč. 500, s. 501–504. Dostupné online [cit. 2020-01-26]. ISSN 0004-6361. (anglicky) 
  43. ↑ PERRYMAN, Michael. The Making of History's Greatest Star Map. Astronomers' Universe. 2010. Dostupné online [cit. 2020-01-26]. ISSN 1614-659X. DOI 10.1007/978-3-642-11602-5. (anglicky) 
  44. ↑ GARFINKLE, ROBERT A. Star-hopping : your visa to viewing the universe. 1. vyd. Cambridge [England]: Cambridge University Press xxvi, 329 s. Dostupné online. ISBN 0-521-59889-3, ISBN 978-0-521-59889-7. OCLC 37355269 
  45. ↑ COCHRAN, A. L. Spectrophotometry with a self-scanned silicon photodiode array. II. Secondary standard stars.. ApJS. 1981-01, roč. 45, s. 83–96. Dostupné online [cit. 2020-01-26]. ISSN 0067-0049. DOI 10.1086/190708. (anglicky) 
  46. ↑ JOHNSON, H. L.; MORGAN, W. W. Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the Revised System of the Yerkes Spectral Atlas.. ApJ. 1953-05, roč. 117, s. 313. Dostupné online [cit. 2020-01-26]. ISSN 0004-637X. DOI 10.1086/145697. (anglicky) 
  47. ↑ Alpha Lyrae (HR7001). web.archive.org [online]. 2007-02-09 [cit. 2020-01-26]. Dostupné v archivu pořízeném z originálu dne 2007-02-09. 
  48. ↑ MCMAHON, Richard G. Notes on Vega and magnitudes [online]. University of Cambridge, 23.11.2005 [cit. 2020-01-26]. Dostupné online. 
  49. ↑ a b FERNIE, J. D. ON THE VARIABILITY OF VEGA. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 1981-06, roč. 93, čís. 553, s. 333. Dostupné online [cit. 2020-01-31]. ISSN 1538-3873. DOI 10.1086/130834. (anglicky) 
  50. ↑ GAUTSCHY, Alfred; SAIO, Hideyuki. Stellar Pulsations Across The HR Diagram: Part 1. ARA&A. 1995, roč. 33, s. 75–114. Dostupné online [cit. 2020-01-31]. ISSN 0066-4146. DOI 10.1146/annurev.aa.33.090195.000451. (anglicky) 
  51. ↑ On the variability of Vega [online]. [cit. 2020-01-31]. Dostupné online. 
  52. ↑ HAYES, D. S. Stellar absolute fluxes and energy distributions from 0.32 to 4.0 μm.. IAUS. 1985, roč. 111, s. 225–252. Dostupné online [cit. 2020-01-31]. ISSN 1743-9221. (anglicky) 
  53. ↑ GRAY, R. O. The Problems with Vega. ASPC. 2007-04, roč. 364, s. 305. Dostupné online [cit. 2020-01-31]. ISSN 1050-3390. (anglicky) 
  54. ↑ BUTKOVSKAYA, V.; PLACHINDA, S.; VALYAVIN, G. The long-term variability of Vega. Astronomische Nachrichten. 2011, roč. 332, čís. 9–10, s. 956–960. Dostupné online [cit. 2020-01-31]. ISSN 1521-3994. DOI 10.1002/asna.201111587. (anglicky) 
  55. ↑ a b c TOPKA, K.; FABRICANT, D.; HARNDEN, F. R. Detection of soft X-rays from alpha Lyrae and eta Bootis with an imaging X-ray telescope.. ApJ. 1979-04, roč. 229, s. 661–668. Dostupné online [cit. 2020-01-31]. ISSN 0004-637X. DOI 10.1086/157000. (anglicky) 
  56. ↑ HARVEY, Paul M.; WILKING, Bruce A.; JOY, Marshall. On the far-infrared excess of Vega. Nature. 1984-02, roč. 307, čís. 5950, s. 441–442. Dostupné online [cit. 2020-01-31]. ISSN 1476-4687. DOI 10.1038/307441a0. (anglicky) 
  57. ↑ MENGEL, J. G.; SWEIGART, A. V.; DEMARQUE, P. Stellar evolution from the zero-age main sequence.. ApJS. 1979-08, roč. 40, s. 733–791. Dostupné online [cit. 2020-02-07]. ISSN 0067-0049. DOI 10.1086/190603. (anglicky) 
  58. ↑ a b AUFDENBERG, J. P.; MÉRAND, A.; FORESTO, V. Coudé du. First Results from the CHARA Array. VII. Long-Baseline Interferometric Measurements of Vega Consistent with a Pole-On, Rapidly Rotating Star. The Astrophysical Journal. 2006 July 1, roč. 645, čís. 1, s. 664. Dostupné online [cit. 2020-01-26]. ISSN 0004-637X. DOI 10.1086/504149. (anglicky) 
  59. ↑ SALARIS, Maurizio. Evolution of stars and stellar populations. [s.l.]: Chichester, West Sussex, England ; Hoboken, NJ, USA : J. Wiley 402 s. Dostupné online. 
  60. ↑ BROWNING, Matthew K.; BRUN, Allan Sacha; TOOMRE, Juri. Simulations of Core Convection in Rotating A-Type Stars: Differential Rotation and Overshooting. ApJ. 2004-01, roč. 601, čís. 1, s. 512–529. Dostupné online [cit. 2020-02-07]. ISSN 0004-637X. DOI 10.1086/380198. (anglicky) 
  61. ↑ PADMANABHAN, T. (THANU), 1957-. Theoretical astrophysics. Cambridge: Cambridge University Press 3 volumes s. Dostupné online. ISBN 0-521-56240-6, ISBN 978-0-521-56240-9. OCLC 43552626 
  62. ↑ OKE, J. B.; SCHILD, R. E. The Absolute Spectral Energy Distribution of Alpha Lyrae. ApJ. 1970-09, roč. 161, s. 1015. Dostupné online [cit. 2020-02-07]. ISSN 0004-637X. DOI 10.1086/150603. (anglicky) 
  63. ↑ spiff.rit.edu [online]. [cit. 2020-02-07]. Dostupné online. 
  64. ↑ CLAYTON, D. D. (Donald Delbert). Principles of stellar evolution and nucleosynthesis : with a new preface. [s.l.]: Chicago ; London : University of Chicago Press 650 s. Dostupné online. 
  65. ↑ MICHELSON, Elizabeth. The near ultraviolet stellar spectra of α Lyrae and β Orionis. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 1981-11-01, roč. 197, čís. 1, s. 57–74. Dostupné online [cit. 2020-02-07]. ISSN 0035-8711. DOI 10.1093/mnras/197.1.57. (anglicky) 
  66. ↑ a b VAIANA, G. S. Stellar Coronae - Overview of the Einstein / CFA Stellar Survey. SAOSR. 1980, roč. 389, s. 195. Dostupné online [cit. 2020-02-07]. ISSN 0081-0320. (anglicky) 
  67. ↑ MUNRO, R. H.; JACKSON, B. V. Physical properties of a polar coronal hole from 2 to 5 R sun.. ApJ. 1977-05, roč. 213, s. 874. Dostupné online [cit. 2020-02-07]. ISSN 0004-637X. DOI 10.1086/155220. (anglicky) 
  68. ↑ LIGNIÈRES, F.; PETIT, P.; BÖHM, T. First evidence of a magnetic field on Vega - Towards a new class of magnetic A-type stars. Astronomy & Astrophysics. 2009-06-01, roč. 500, čís. 3, s. L41–L44. Dostupné online [cit. 2020-02-07]. ISSN 0004-6361. DOI 10.1051/0004-6361/200911996. (anglicky) 
  69. ↑ Magnetic Field On Bright Star Vega. ScienceDaily [online]. [cit. 2020-02-07]. Dostupné online. (anglicky) 
  70. ↑ BÖHM, T.; HOLSCHNEIDER, M.; LIGNIÈRES, F. Discovery of starspots on Vega - First spectroscopic detection of surface structures on a normal A-type star. Astronomy & Astrophysics. 2015-05-01, roč. 577, s. A64. Dostupné online [cit. 2020-02-07]. ISSN 0004-6361. DOI 10.1051/0004-6361/201425425. (anglicky) 
  71. ↑ ANTIA, H. M.; BASU, Sarbani. Determining Solar Abundances Using Helioseismology. ApJ. 2006-06, roč. 644, čís. 2, s. 1292–1298. Dostupné online [cit. 2020-01-28]. ISSN 0004-637X. DOI 10.1086/503707. (anglicky) 
  72. ↑ RENSON, P.; FARAGGIANA, R.; BOEHM, C. Catalogue of Lambda Bootis Candidates. BICDS. 1990-12, roč. 38, s. 137. Dostupné online [cit. 2020-01-28]. ISSN 1169-8837. (anglicky) 
  73. ↑ QIU, H. M.; ZHAO, G.; CHEN, Y. Q. The Abundance Patterns of Sirius and Vega. The Astrophysical Journal. 2001 February 20, roč. 548, čís. 2, s. 953. Dostupné online [cit. 2020-01-28]. ISSN 0004-637X. DOI 10.1086/319000. (anglicky) 
  74. ↑ MARTINEZ, Peter; KOEN, C.; HANDLER, G. The pulsating lambda Bootis star HD 105759. MNRAS. 1998-12, roč. 301, čís. 4, s. 1099–1103. Dostupné online [cit. 2020-01-28]. ISSN 0035-8711. DOI 10.1046/j.1365-8711.1998.02070.x. (anglicky) 
  75. ↑ ADELMAN, Saul J.; GULLIVER, Austin F. An Elemental Abundance Analysis of the Superficially Normal A Star VEGA. ApJ. 1990-01, roč. 348, s. 712. Dostupné online [cit. 2020-01-28]. ISSN 0004-637X. DOI 10.1086/168279. (anglicky) 
  76. ↑ EVANS, D. S. The Revision of the General Catalogue of Radial Velocities. IAUS. 1967, roč. 30, s. 57. Dostupné online [cit. 2020-01-29]. ISSN 1743-9221. (anglicky) 
  77. ↑ a b BARRADO Y NAVASCUES, D. The Castor moving group. The age of Fomalhaut and VEGA. A&A. 1998-11, roč. 339, s. 831–839. Dostupné online [cit. 2020-01-29]. ISSN 0004-6361. (anglicky) 
  78. ↑ BAILER-JONES, C. a. L. Close encounters of the stellar kind. Astronomy & Astrophysics. 2015-03-01, roč. 575, s. A35. Dostupné online [cit. 2020-01-29]. ISSN 0004-6361. DOI 10.1051/0004-6361/201425221. (anglicky) 
  79. ↑ a b HARPER, D. A.; LOEWENSTEIN, R. F.; DAVIDSON, J. A. On the nature of the material surrounding Vega.. ApJ. 1984-10, roč. 285, s. 808–812. Dostupné online [cit. 2020-01-28]. ISSN 0004-637X. DOI 10.1086/162559. (anglicky) 
  80. ↑ ROBERTSON, H. P.; RUSSELL, H. N. Dynamical Effects of Radiation in the Solar System. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 1937-04-01, roč. 97, čís. 6, s. 423–437. Dostupné online [cit. 2020-01-28]. ISSN 0035-8711. DOI 10.1093/mnras/97.6.423. (anglicky) 
  81. ↑ DENT, W. R. F.; WALKER, H. J.; HOLLAND, W. S. Models of the dust structures around Vega-excess stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2000-06-01, roč. 314, čís. 4, s. 702–712. Dostupné online [cit. 2020-01-28]. ISSN 0035-8711. DOI 10.1046/j.1365-8711.2000.03331.x. (anglicky) 
  82. ↑ SONG, Inseok; WEINBERGER, A. J.; BECKLIN, E. E. M-Type Vega-like Stars. The Astronomical Journal. 2002 July, roč. 124, čís. 1, s. 514. Dostupné online [cit. 2020-01-28]. ISSN 1538-3881. DOI 10.1086/341164. (anglicky) 
  83. ↑ a b SU, K. Y. L.; RIEKE, G. H.; MISSELT, K. A. The Vega Debris Disk -- A Surprise from Spitzer. The Astrophysical Journal. 2005-07-20, roč. 628, čís. 1, s. 487–500. ArXiv: astro-ph/0504086. Dostupné online [cit. 2020-01-28]. ISSN 0004-637X. DOI 10.1086/430819. 
  84. ↑ CIARDI, David R.; VAN BELLE, Gerard T.; AKESON, Rachel L. On the Near-Infrared Size of Vega. ApJ. 2001-10, roč. 559, čís. 2, s. 1147–1154. Dostupné online [cit. 2020-01-28]. ISSN 0004-637X. DOI 10.1086/322345. (anglicky) 
  85. ↑ DEFRÈRE, D.; ABSIL, O.; AUGEREAU, J.-C. Hot exozodiacal dust resolved around Vega with IOTA/IONIC. Astronomy & Astrophysics. 2011-10-01, roč. 534, s. A5. Dostupné online [cit. 2020-01-28]. ISSN 0004-6361. DOI 10.1051/0004-6361/201117017. (anglicky) 
  86. ↑ ABSIL, O.; DI FOLCO, E.; MERAND, A. Circumstellar material in the Vega inner system revealed by CHARA/FLUOR. Astronomy & Astrophysics. 2006-06, roč. 452, čís. 1, s. 237–244. ArXiv: astro-ph/0604260. Dostupné online [cit. 2020-01-28]. ISSN 0004-6361. DOI 10.1051/0004-6361:20054522. 
  87. ↑ HOLLAND, Wayne S.; GREAVES, Jane S.; ZUCKERMAN, B. Submillimetre images of dusty debris around nearby stars. Nature. 1998-04, roč. 392, čís. 6678, s. 788–791. Dostupné online [cit. 2020-01-30]. ISSN 1476-4687. DOI 10.1038/33874. (anglicky) 
  88. ↑ Astronomers discover possible new Solar Systems in formation around the nearby stars Vega and Fomalhaut. Joint Astronomy Centre [online]. 21.4.1998 [cit. 2020-02-06]. Dostupné v archivu pořízeném z originálu dne 2008-12-16. 
  89. ↑ WILNER, D. J.; HOLMAN, M. J.; KUCHNER, M. J. Structure in the Dusty Debris around Vega. ApJL. 2002-04, roč. 569, čís. 2, s. L115–L119. Dostupné online [cit. 2020-01-30]. ISSN 0004-637X. DOI 10.1086/340691. (anglicky) 
  90. ↑ WYATT, M. C. Resonant Trapping of Planetesimals by Planet Migration: Debris Disk Clumps and Vega’s Similarity to the Solar System. The Astrophysical Journal. 2003 December 1, roč. 598, čís. 2, s. 1321. Dostupné online [cit. 2020-01-26]. ISSN 0004-637X. DOI 10.1086/379064. (anglicky) 
  91. ↑ ITOH, Yoichi; OASA, Yumiko; FUKAGAWA, Misato. Coronagraphic Search for Extrasolar Planets around ∊ Eri and Vega. ApJ. 2006-12, roč. 652, čís. 2, s. 1729–1733. Dostupné online [cit. 2020-01-30]. ISSN 0004-637X. DOI 10.1086/508420. (anglicky) 
  92. ↑ PIÉTU, Vincent; DI FOLCO, Emmanuel; GUILLOTEAU, Stéphane. High-sensitivity search for clumps in the Vega Kuiper-belt. New PdBI 1.3mm observations. Astronomy & Astrophysics. 2011-07, roč. 531, s. L2. ArXiv: 1105.2586. Dostupné online [cit. 2020-01-30]. ISSN 0004-6361. DOI 10.1051/0004-6361/201116796. 
  93. ↑ HUGHES, A. Meredith; WILNER, David J.; MASON, Brian. CONFIRMING THE PRIMARILY SMOOTH STRUCTURE OF THE VEGA DEBRIS DISK AT MILLIMETER WAVELENGTHS. The Astrophysical Journal. 2012-04, roč. 750, čís. 1, s. 82. Dostupné online [cit. 2020-01-30]. ISSN 0004-637X. DOI 10.1088/0004-637X/750/1/82. (anglicky) 
  94. ↑ SIBTHORPE, B.; VANDENBUSSCHE, B.; GREAVES, J. S. The Vega debris disc: A view from Herschel. Astronomy & Astrophysics. 2010-07-01, roč. 518, s. L130. Dostupné online [cit. 2020-01-30]. ISSN 0004-6361. DOI 10.1051/0004-6361/201014574. (anglicky) 

Související články

[editovat | editovat zdroj]

Externí odkazy

[editovat | editovat zdroj]
Hvězdy souhvězdí Lyry
* Seznam hvězd souhvězdí Lyry
Bayer
Flamsteed
Proměnné hvězdy
HR katalog
HD katalog
Souhvězdí Lyry

Citováno z „https://cs.wikipedia.org/w/index.php?title=Vega&oldid=24468273“