Wikipedia

Vega

bintang di buruj Lyra

Vega (Jawi: ‏ۏيݢ‎‎) ialah bintang paling terang di buruj utara Lyra. Ia mempunyai sebutan Bayer α Lyrae, yang dilatinkan kepada Alpha Lyrae dan disingkatkan Alpha Lyr atau α Lyr. Bintang ini agak dekat pada hanya 25 light-year (7.7 parsec) dari Matahari, dan salah satu bintang paling bercahaya di kawasan kejiranan Matahari. Ia adalah bintang kelima paling terang di langit malam, dan bintang kedua paling terang di hemisfera cakerawala utara, selepas Arcturus.

Vega

Lokasi Vega (dibulatkan)
Data cerapan
Epok J2000.0      Ekuinoks J2000.0
Buruj Lyra
Jarak hamal 18j 36m 56.33635s[1]
Keserongan +38° 47′ 01.2802″[1]
Magnitud ketara (V)+0.026[2] (−0.02 – +0.07)[3]
Ciri-ciri
Tahap evolusi Main sequence
Jenis spektrum A0Va[4]
U−B indeks warna 0.00[5]
B−V indeks warna 0.00[5]
Jenis bolehubah Delta Scuti[3]
Astrometri
Halaju jejarian (Rv)−13.9±0.9[6] km/s
Gerakan wajar (μ) RA: 200.94[1] mas/thn
Dec.: 286.23[1] mas/thn
Paralaks (π)130.23 ± 0.36 mas[1]
Jarak25.04 ± 0.07 tc
(7.68 ± 0.02 pc)
Magnitud mutlak (MV)+0.582[7]
Perincian
Jisim2.135±0.074[8] M☉
Jejari2.362–2.818[8] R☉
Kekilauan40.12±0.45[8] L☉
Graviti permukaan (log g)4.1±0.1[9] cgs
Suhu9,602±180[10] (8,152–10,060 K)[8][note 1] K
Kelogaman [Fe/H]−0.5[10] dex
Putaran16.5 h[11]
Halaju putaran (v sin i)20.48±0.11[8] km/s
Umur455±13[8] Myr
Penamaan lain
Wega[12], Lucida Lyrae[13], Alpha Lyrae, α Lyrae, 3 Lyrae, BD+38°3238, GJ 721, HD 172167, HIP 91262, HR 7001, SAO 67174, LTT 15486[14]
Rujukan pangkalan data
SIMBADdata

Vega telah dikaji secara meluas oleh ahli astronomi, menyebabkan ia dipanggil "boleh dikatakan bintang paling penting seterusnya di langit selepas Matahari".[15] Vega ialah bintang kutub utara sekitar 12,000 SM dan akan menjadi begitu sekali lagi sekitar tahun 13,727, apabila deklinasinya ialah +86° 14′.[16] Vega ialah bintang pertama selain Matahari yang diambil gambar imej dan spektrumnya.[17][18] Ia adalah salah satu bintang pertama yang jaraknya dianggarkan melalui pengukuran paralaks. Vega telah berfungsi sebagai garis dasar untuk menentukur skala kecerahan fotometrik dan merupakan salah satu bintang yang digunakan untuk menentukan titik sifar untuk sistem fotometrik UBV.

Vega hanya kira-kira sepersepuluh daripada umur Matahari, tetapi memandangkan ia 2.1 kali lebih besar, jangka hayatnya juga adalah sepersepuluh daripada umur Matahari; kedua-dua bintang pada masa ini menghampiri titik tengah jangka hayat jujukan utamanya. Berbanding dengan Matahari, Vega mempunyai kelimpahan unsur yang lebih rendah lebih berat daripada helium.[10] Vega juga merupakan bintang berubah-ubah yang sedikit berbeza dalam kecerahan. Ia berputar dengan pantas dengan halaju 236 di khatulistiwa. Ini menyebabkan khatulistiwa membonjol ke luar akibat kesan emparan, dan, akibatnya, terdapat variasi suhu merentasi fotosfera bintang yang mencapai maksimum di kutub. Dari Bumi, Vega diperhatikan dari arah salah satu kutub ini.[19]

Berdasarkan lebihan pelepasan sinaran inframerah yang diperhatikan, Vega nampaknya mempunyai habuk sebagai cakera lilit bintang. Debu ini berkemungkinan disebabkan oleh perlanggaran antara objek dalam cakera serpihan yang mengorbit, yang serupa dengan lingkaran Kuiper dalam Sistem Suria.[20] Bintang yang memaparkan lebihan inframerah akibat pelepasan habuk dipanggil "bintang seperti Vega".[21] Pada 2021, calon Neptun ultra-panas pada orbit 2.43 hari mengelilingi Vega ditemui dengan kaedah halaju jejarian, selain itu, satu lagi isyarat jisim Zuhal yang berkemungkinan dengan tempoh kira-kira 200 hari.[22]

Tatanama sunting

 
Vega ialah bintang paling terang dalam buruj Lyra.

α Lyrae (Latin kepada Alpha Lyrae) ialah sebutan Bayer bintang itu. Nama tradisional Vega (dahulunya Wega[12]) berasal daripada transliterasi longgar perkataan Arab wāqi' (Arab : واقع) yang bermaksud "jatuh" atau "mendarat", melalui frasa an-nasr al-wāqi' (Arab : النّسر الْواقع), "helang yang menjunam".[23] Pada tahun 2016, Kesatuan Astronomi Antarabangsa (IAU) telah menganjurkan Kumpulan Kerja mengenai Nama Bintang (WGSN)[24] untuk mengkatalog dan menyeragamkan nama yang sesuai untuk bintang. Buletin pertama WGSN pada Julai 2016[25] termasuk jadual dua kelompok pertama nama yang diluluskan oleh WGSN; yang termasuk Vega untuk bintang ini. Ia kini begitu dimasukkan dalam Katalog Nama Bintang IAU.[26]

Pemerhatian sunting

 
Segi Tiga Musim Panas

Vega selalunya boleh dilihat berhampiran zenit di latitud pertengahan utara pada waktu petang di musim panas Hemisfera Utara.[27] Dari latitud pertengahan selatan, ia boleh dilihat rendah di atas ufuk utara semasa musim sejuk Hemisfera Selatan. Dengan deklinasi +38.78°, Vega hanya boleh dilihat di latitud utara 51° S. Oleh itu, ia tidak timbul sama sekali di mana-mana di Antartika atau di bahagian paling selatan Amerika Selatan, termasuk Punta Arenas, Chile (53° S). Di latitud di utara 51° U, Vega kekal di atas ufuk sebagai bintang lilit kutub. Sekitar 1 Julai, Vega mencapai kemuncak tengah malam apabila ia melintasi meridian pada masa itu.[28]

 
Laluan kutub langit utara di antara bintang-bintang disebabkan oleh liukan. Vega ialah bintang terang berhampiran bahagian bawah

Setiap malam kedudukan bintang kelihatan berubah apabila Bumi berputar. Walau bagaimanapun, apabila bintang terletak di sepanjang paksi putaran Bumi, ia akan kekal pada kedudukan yang sama dan dengan itu dipanggil bintang kutub. Arah paksi putaran Bumi berubah secara beransur-ansur mengikut masa dalam proses yang dikenali sebagai liukan ekuinoks. Kitaran liukan lengkap memerlukan 25,770 tahun,[29] pada masa itu kutub putaran Bumi mengikut laluan bulat merentasi sfera cakerawala yang melintas berhampiran beberapa bintang yang menonjol. Pada masa ini bintang kutub ialah Polaris, tetapi sekitar 12,000 SM kutub itu hanya diarahkan lima darjah dari Vega. Melalui liukan, kutub itu sekali lagi akan melepasi berhampiran Vega sekitar 14,000 M.[30] Vega adalah bintang kutub utara yang paling terang berturut-turut.[12] Dalam 210,000 tahun, Vega akan menjadi bintang paling terang di langit malam,[31] dan akan memuncak dalam kecerahan dalam 290,000 tahun dengan magnitud ketara -0.81.[31]

Bintang ini terletak pada puncak asterisme jarak luas yang dipanggil Segi Tiga Musim Panas, yang terdiri daripada Vega ditambah dua bintang magnitud pertama Altair, di Aquila, dan Deneb di Cygnus.[27] Pembentukan ini adalah anggaran bentuk segi tiga tepat, dengan Vega terletak pada sudut tepatnya. Segi Tiga Musim Panas boleh dikenali di langit utara kerana terdapat beberapa bintang terang lain di sekitarnya.[32]

Sejarah pemerhatian sunting

 
Astrofoto Vega
 
"Pada malam 16–17 Julai 1850, Whipple dan Bond membuat daguerreotaip pertama bintang (Vega)"

Astrofotografi, fotografi objek angkasa, bermula pada tahun 1840 apabila John William Draper mengambil imej Bulan menggunakan proses daguerreotaip. Pada 17 Julai 1850, Vega menjadi bintang pertama (selain Matahari) yang diambil gambar, apabila ia diimej oleh William Bond dan John Adams Whipple di Balai Cerap Kolej Harvard, juga dengan daguerreotaip.[12][17][33] Pada Ogos 1872, Henry Draper mengambil gambar spektrum Vega, gambar pertama spektrum bintang yang menunjukkan garis serapan.[18] Garis yang serupa telah dikenal pasti dalam spektrum Matahari.[34] Pada tahun 1879, William Huggins menggunakan gambar spektrum Vega dan bintang yang serupa untuk mengenal pasti satu set dua belas "garisan yang sangat kuat" yang biasa bagi kategori bintang ini. Ini kemudiannya dikenal pasti sebagai garisan daripada siri Hidrogen Balmer.[35] Sejak 1943, spektrum bintang ini telah berfungsi sebagai salah satu titik penambat yang stabil di mana bintang lain diklasifikasikan.[36]

Jarak ke Vega boleh ditentukan dengan mengukur anjakan paralaksnya terhadap bintang latar belakang semasa Bumi mengorbit Matahari. Orang pertama yang menerbitkan paralaks bintang ialah Friedrich GW von Struve, apabila dia mengumumkan nilai 0.125 arkasaat (0.125") untuk Vega.[37] Friedrich Bessel ragu-ragu tentang data Struve, dan, apabila Bessel menerbitkan paralaks 0.314″ untuk sistem bintang 61 Cygni, Struve menyemak nilainya untuk paralaks Vega kepada hampir dua kali ganda anggaran asal. Perubahan ini menimbulkan keraguan lagi pada data Struve. Oleh itu, kebanyakan ahli astronomi pada masa itu, termasuk Struve, mengkreditkan Bessel dengan hasil paralaks pertama yang diterbitkan. Walau bagaimanapun, keputusan awal Struve sebenarnya hampir dengan nilai yang diterima sekarang iaitu 0.129″,[38][39] seperti yang ditentukan oleh satelit astrometri Hipparcos.[1][40][41]

Kecerahan bintang, seperti yang dilihat dari Bumi, diukur dengan skala logaritma piawai. Magnitud ketara ini ialah nilai berangka yang berkurangan nilai dengan peningkatan kecerahan bintang. Bintang paling samar yang boleh dilihat dengan mata tanpa bantuan ialah magnitud keenam, manakala yang paling terang di langit malam, Sirius, adalah magnitud -1.46. Untuk menyeragamkan skala magnitud, ahli astronomi memilih Vega untuk mewakili magnitud sifar pada semua panjang gelombang. Oleh itu, selama bertahun-tahun, Vega digunakan sebagai garis dasar untuk penentukuran skala kecerahan fotometrik mutlak.[42] Walau bagaimanapun, ini tidak lagi berlaku, kerana titik sifar magnitud ketara kini lazimnya ditakrifkan dari segi fluks tertentu yang ditentukan secara berangka. Pendekatan ini lebih mudah untuk ahli astronomi, kerana Vega tidak selalu tersedia untuk penentukuran dan berbeza dalam kecerahan.[43]

Sistem fotometrik UBV mengukur magnitud bintang melalui penapis ultraungu, biru dan kuning, masing-masing menghasilkan nilai U, B dan V. Vega ialah salah satu daripada enam bintang A0V yang digunakan untuk menetapkan nilai min awal untuk sistem fotometrik ini apabila ia diperkenalkan pada tahun 1950-an. Purata magnitud bagi enam bintang ini ditakrifkan sebagai: U − B = B − V = 0. Sebenarnya, skala magnitud telah ditentukur supaya magnitud bintang-bintang ini adalah sama dalam bahagian kuning, biru dan ultraungu spektrum elektromagnet.[44] Oleh itu, Vega mempunyai spektrum elektromagnet yang agak rata di rantau visual—julat panjang gelombang 350–850 nanometer, yang kebanyakannya boleh dilihat dengan mata manusia—jadi ketumpatan fluks adalah lebih kurang sama; 2,000–4,000 Jy.[45] Walau bagaimanapun, ketumpatan fluks Vega menurun dengan cepat dalam inframerah, dan hampir 100 Jy pada 5 micrometers.[46]

Ciri-ciri fizikal sunting

Kelas spektrum Vega ialah A0V, menjadikannya bintang jujukan utama putih berwarna biru yang melakurkan hidrogen kepada helium dalam terasnya. Memandangkan lebih banyak bintang besar menggunakan bahan api lakuran mereka lebih cepat daripada yang lebih kecil, hayat jujukan utama Vega adalah kira-kira satu bilion tahun, sepersepuluh daripada Matahari.[47] Umur semasa bintang ini adalah kira-kira 455 juta tahun,[8] atau sehingga kira-kira separuh jangka hayat keseluruhan jujukan utamanya. Selepas meninggalkan urutan utama, Vega akan menjadi gergasi merah kelas-M dan menumpahkan sebahagian besar jisimnya, akhirnya menjadi kerdil putih. Pada masa ini, Vega mempunyai lebih daripada dua kali jisim Matahari[19] dan kilauan bolometriknya adalah kira-kira 40 kali ganda Matahari. Memandangkan ia berputar dengan pantas, kira-kira sekali setiap 16.5 jam,[11] dan dilihat hampir kutub, kilauan ketaranya, dikira dengan mengandaikan ia kecerahan yang sama di seluruhnya, iaitu kira-kira 57 kali ganda Matahari.[9] Jika Vega berubah, maka ia mungkin jenis Delta Scuti dengan tempoh kira-kira 0.107 hari.[48]

Kebanyakan tenaga yang dihasilkan pada teras Vega dijana oleh kitar karbon–nitrogen–oksigen (kitaran CNO), proses pelakuran nuklear yang menggabungkan proton untuk membentuk nukleus helium melalui nukleus perantara karbon, nitrogen dan oksigen. Proses ini menjadi dominan pada suhu kira-kira 17 juta K,[49] yang lebih tinggi sedikit daripada suhu teras Matahari, tetapi kurang cekap daripada tindak balas gabungan rantai proton-proton Matahari. Kitaran CNO sangat sensitif terhadap suhu, yang menghasilkan zon perolakan mengenai teras[50] yang mengagihkan 'abu' secara sekata daripada tindak balas pelakuran dalam kawasan teras. Atmosfera di atasnya berada dalam keseimbangan sinaran. Ini berbeza dengan Matahari, yang mempunyai zon sinaran berpusat pada teras dengan zon perolakan di atasnya.[51]

Fluks tenaga daripada Vega telah diukur dengan tepat terhadap sumber cahaya standard. Pada 5480, ketumpatan fluks ialah 3650 dengan margin ralat 2%.[52] Spektrum visual Vega didominasi oleh garis penyerapan hidrogen; khususnya oleh siri hidrogen Balmer dengan elektron pada n=2 nombor kuantum utama.[53][54] Garisan unsur lain agak lemah, dengan yang paling kuat ialah magnesium terion, besi dan kromium.[55] Pancaran sinar-X dari Vega adalah sangat rendah, menunjukkan bahawa korona untuk bintang ini mestilah sangat lemah atau tidak wujud.[56] Walau bagaimanapun, memandangkan kutub Vega menghadap Bumi dan lubang korona kutub mungkin wujud,[57][58] pengesahan yang korona sebagai kemungkinan sumber sinar-X yang dikesan dari Vega (atau kawasan yang sangat dekat dengan Vega) mungkin sukar kerana kebanyakan sinar-X korona tidak akan dipancarkan sepanjang garis penglihatan.[58][59]

Menggunakan spektropolarimetri, medan magnet telah dikesan pada permukaan Vega oleh sepasukan ahli astronomi di Observatoire du Pic du Midi. Ini adalah pengesanan medan magnet yang pertama pada bintang kelas spektrum A yang bukan bintang kimia khas Ap. Purata komponen garis penglihatan medan ini mempunyai kekuatan −0.6±0.3 gauss (G).[60] Ini adalah setanding dengan medan magnet purata pada Matahari. Medan magnet kira-kira 30 G telah dilaporkan untuk Vega, berbanding kira-kira 1 G untuk Matahari.[61][57] Pada tahun 2015, tompok bintang terang telah dikesan pada permukaan bintang—pengesanan pertama sedemikian untuk bintang jenis A biasa dan ciri ini menunjukkan bukti modulasi putaran dengan tempoh 0.68 hari.[62]

 
Perbandingan saiz Vega (kiri) dengan Matahari (kanan)

Kelimpahan unsur sunting

Dalam astronomi, unsur-unsur yang mempunyai nombor atom yang lebih tinggi daripada helium dipanggil "logam". Kelogaman fotosfera Vega hanya kira-kira 32% daripada banyaknya unsur berat di atmosfera Matahari. (Bandingkan ini, sebagai contoh, dengan limpahan kelogaman tiga kali ganda dalam bintang Sirius yang serupa berbanding dengan Matahari.) Sebagai perbandingan, Matahari mempunyai banyak unsur yang lebih berat daripada helium kira-kira ZSol = 0.0172±0.002.[63] Oleh itu, dari segi kelimpahan, hanya kira-kira 0.54% Vega terdiri daripada unsur yang lebih berat daripada helium. Nitrogen sedikit lebih banyak, oksigen hanya sedikit kurang banyak dan kelimpahan sulfur adalah kira-kira 50% daripada suria. Sebaliknya, Vega hanya mempunyai 10% hingga 30% daripada kelimpahan suria untuk kebanyakan unsur utama lain dengan barium dan skandium di bawah 10%.[8]

Kelogaman Vega yang luar biasa rendah menjadikannya bintang Lambda Boötis yang lemah.[64][65] Walau bagaimanapun, sebab kewujudan bintang kelas spektrum A0–F0 yang unik secara kimia itu masih tidak jelas. Satu kemungkinan ialah keanehan kimia mungkin hasil daripada peresapan atau kehilangan jisim, walaupun model bintang menunjukkan bahawa ini biasanya hanya berlaku berhampiran penghujung jangka hayat pembakaran hidrogen bintang. Kemungkinan lain ialah bintang itu terbentuk daripada medium gas dan habuk antara bintang yang luar biasa miskin logam.[66]

Nisbah helium kepada hidrogen yang diperhatikan dalam Vega ialah 0.030±0.005, iaitu kira-kira 40% lebih rendah daripada Matahari. Ini mungkin disebabkan oleh kehilangan zon perolakan helium berhampiran permukaan. Pemindahan tenaga sebaliknya dilakukan oleh proses sinaran, yang mungkin menyebabkan anomali kelimpahan melalui resapan.[67]

Etimologi dan kepentingan budaya sunting

Nama ini dipercayai berasal daripada istilah Arab Al Nesr al Waki النسر الواقع yang terdapat dalam katalog bintang Al Achsasi al Mouakket dan diterjemahkan ke dalam bahasa Latin sebagai Vultur Cadens, "helang yang menjunam".[68] Buruj itu diwakili sebagai burung hering di Mesir purba,[69] dan sebagai burung helang atau burung helang di India purba.[70][71] Nama Arab kemudiannya muncul di dunia barat dalam jadual Alfonsine,[72] yang disusun antara 1215 dan 1270 atas perintah Raja Alfonso X.[73] Astrolab zaman pertengahan England dan Eropah Barat menggunakan nama Wega dan Alvaca, dan menggambarkannya dan Altair sebagai burung.[74]

Dalam kalangan orang Polinesia utara, Vega dikenali sebagai bintang o te tau, bintang tahun. Untuk satu tempoh sejarah ia menandakan permulaan tahun baru mereka apabila tanah akan disediakan untuk penanaman. Akhirnya fungsi ini dilambangkan dengan Pleiades.[75]

Orang Assyria menamakan bintang tiang ini Dayan-sama, "Hakim Syurga", manakala dalam bahasa Akkadia ia adalah Tir-anna, "Kehidupan Syurga". Dalam astronomi Babylon, Vega mungkin merupakan salah satu bintang bernama Dilgan, "Pengutus Cahaya". Kepada orang Yunani kuno, buruj Lyra terbentuk daripada kecapi Orpheus, dengan Vega sebagai pemegangnya.[13] Bagi Empayar Rom, permulaan musim luruh adalah berdasarkan jam apabila Vega berada di bawah ufuk.[12]

Dalam bahasa Cina ,織女( Zhī Nǚ ), bermaksud Gadis Tenun (asterisme), merujuk kepada asterisme yang terdiri daripada Vega, ε Lyrae dan ζ1 Lyrae.[76] Oleh itu, nama Cina untuk Vega ialah 織女一 (Zhī Nǚ yī , bahasa Inggeris: the First Star of Weaving Girl; Bintang Pertama Gadis Penenun).[77] Dalam mitologi Cina, terdapat kisah cinta Qixi (七夕) iaitu Niulang (牛郎, Altair) dan dua anaknya (β Aquilae dan γ Aquilae) dipisahkan daripada ibu mereka Zhinü (織女, menyala. "gadis penenun", Vega) yang berada di seberang sungai, Bima Sakti.[78] Walau bagaimanapun, satu hari setahun pada hari ketujuh bulan ketujuh dalam kalendar lunisolar Cina, burung murai membuat jambatan supaya Niulang dan Zhinü dapat bersama semula untuk pertemuan singkat. Perayaan Tanabata Jepun, iaitu Vega dikenali sebagai Orihime (織姫), juga berdasarkan legenda ini.[79]

Dalam Zoroastrianisme, Vega kadang kala dikaitkan dengan Vanant, dewa kecil yang namanya bermaksud "penakluk".[80]

Nota sunting

  1. ^ Suhu kutub adalah sekitar 2,000 K higher berbanding di khatulistiwa disebabkan oleh putaran pantas Vega

Rujukan sunting

  1. ^ a b c d e f van Leeuwen, F. (November 2007). "Validation of the new Hipparcos reduction". Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357. S2CID 18759600.
  2. ^ Bohlin, R. C.; Gilliland, R. L. (2004). "Hubble Space Telescope Absolute Spectrophotometry of Vega from the Far-Ultraviolet to the Infrared". The Astronomical Journal. 127 (6): 3508–3515. Bibcode:2004AJ....127.3508B. doi:10.1086/420715.
  3. ^ a b Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; dll. (2009). "VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007–2013)". VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S. 1: 02025. Bibcode:2009yCat....102025S.
  4. ^ Gray, R. O.; Corbally, C. J.; Garrison, R. F.; McFadden, M. T.; Robinson, P. E. (2003). "Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 parsecs: The Northern Sample I". The Astronomical Journal. 126 (4): 2048. arXiv:astro-ph/0308182. Bibcode:2003AJ....126.2048G. doi:10.1086/378365. S2CID 119417105.
  5. ^ a b Ducati, J. R. (2002). "VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system". CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues. 2237. Bibcode:2002yCat.2237....0D.
  6. ^ Evans, D. S. (June 20–24, 1966). "Proceedings from IAU Symposium no. 30". 30. London, England. 57.
  7. ^ Gatewood, George (2008). "Astrometric Studies of Aldebaran, Arcturus, Vega, the Hyades, and Other Regions". The Astronomical Journal. 136 (1): 452–460. Bibcode:2008AJ....136..452G. doi:10.1088/0004-6256/136/1/452.
  8. ^ a b c d e f g h Yoon, Jinmi; dll. (January 2010). "A New View of Vega's Composition, Mass, and Age". The Astrophysical Journal. 708 (1): 71–79. Bibcode:2010ApJ...708...71Y. doi:10.1088/0004-637X/708/1/71.
  9. ^ a b Aufdenberg, J.P.; dll. (2006). "First results from the CHARA Array: VII. Long-Baseline Interferometric Measurements of Vega Consistent with a Pole-On, Rapidly Rotating Star?". Astrophysical Journal. 645 (1): 664–675. arXiv:astro-ph/0603327. Bibcode:2006ApJ...645..664A. doi:10.1086/504149. S2CID 13501650.
  10. ^ a b c Kinman, T.; dll. (2002). "The determination of Teff for metal-poor A-type stars using V and 2MASS J, H and K magnitudes". Astronomy and Astrophysics. 391 (3): 1039–1052. Bibcode:2002A&A...391.1039K. doi:10.1051/0004-6361:20020806.
  11. ^ a b Petit, P.; Böhm, T.; Folsom, C. P.; Lignières, F.; Cang, T. (2022). "A decade-long magnetic monitoring of Vega". Astronomy and Astrophysics. 666: A20. arXiv:2208.09196. Bibcode:2022A&A...666A..20P. doi:10.1051/0004-6361/202143000. S2CID 251710497 Check |s2cid= value (bantuan).
  12. ^ a b c d e Allen, Richard Hinckley (1963). Star Names: Their Lore and Meaning. Courier Dover Publications. ISBN 978-0-486-21079-7.
  13. ^ a b Kendall, E. Otis (1845). Uranography: Or, A Description of the Heavens; Designed for Academics and Schools; Accompanied by an Atlas of the Heavens. Philadelphia: Oxford University Press.
  14. ^ Staff. "V* alf Lyr – Variable Star". SIMBAD. Dicapai pada 2007-10-30.—use the "display all measurements" option to show additional parameters.
  15. ^ Gulliver, Austin F.; dll. (1994). "Vega: A rapidly rotating pole-on star". The Astrophysical Journal. 429 (2): L81–L84. Bibcode:1994ApJ...429L..81G. doi:10.1086/187418.
  16. ^ "Calculation by the Stellarium application version 0.10.2". Dicapai pada 2009-07-28.
  17. ^ a b Barger, M. Susan; dll. (2000) [First published 1991]. The Daguerreotype: Nineteenth-Century Technology and Modern Science. JHU Press. m/s. 88. ISBN 978-0-8018-6458-2.
  18. ^ a b Barker, George F. (1887). "On the Henry Draper Memorial Photographs of Stellar Spectra". Proceedings of the American Philosophical Society. 24: 166–172.
  19. ^ a b Peterson, D. M.; dll. (2006). "Vega is a rapidly rotating star". Nature. 440 (7086): 896–899. arXiv:astro-ph/0603520. Bibcode:2006Natur.440..896P. doi:10.1038/nature04661. PMID 16612375. S2CID 533664.
  20. ^ Su, K. Y. L.; dll. (2005). "The Vega Debris Disk: A Surprise from Spitzer". The Astrophysical Journal. 628 (1): 487–500. arXiv:astro-ph/0504086. Bibcode:2005ApJ...628..487S. doi:10.1086/430819. S2CID 18898968.
  21. ^ Song, Inseok; dll. (2002). "M-Type Vega-like Stars". The Astronomical Journal. 124 (1): 514–518. arXiv:astro-ph/0204255. Bibcode:2002AJ....124..514S. doi:10.1086/341164. S2CID 3450920.
  22. ^ Hurt, Spencer A.; Quinn, Samuel N.; Latham, David W.; Vanderburg, Andrew; Esquerdo, Gilbert A.; Calkins, Michael L.; Berlind, Perry; Angus, Ruth; Latham, Christian A.; Zhou, George (21 January 2021). "A Decade of Radial-velocity Monitoring of Vega and New Limits on the Presence of Planets". The Astronomical Journal. 161 (4): 157. arXiv:2101.08801. Bibcode:2021AJ....161..157H. doi:10.3847/1538-3881/abdec8. S2CID 231693198.
  23. ^ Glassé, Cyril (2008). The new encyclopedia of Islam. Reference, Information and Interdisciplinary Subjects Series (ed. 3rd). Rowman & Littlefield. m/s. 75. ISBN 978-0-7425-6296-7.
  24. ^ "IAU Working Group on Star Names (WGSN)". International Astronomical Union. Dicapai pada 22 May 2016.
  25. ^ "Bulletin of the IAU Working Group on Star Names, No. 1" (PDF). IAU Division C: Education, Outreach and Heritage (WGSN). July 2016. Dicapai pada 28 July 2016.
  26. ^ "IAU Catalog of Star Names". IAU Division C: Education, Outreach and Heritage (WGSN). August 21, 2016. Dicapai pada 28 July 2016.
  27. ^ a b Pasachoff, Jay M. (2000). A Field Guide to Stars and Planets (ed. 4th). Houghton Mifflin Field Guides. ISBN 978-0-395-93431-9.
  28. ^ Burnham, Robert J. R. (1978). Burnham's Celestial Handbook: An Observer's Guide to the Universe Beyond the Solar System. 2. Courier Dover Publications. ISBN 978-0-486-23568-4.
  29. ^ Chaikin, Andrew L. (1990). Beatty, J. K.; Petersen, C. C. (penyunting). The New Solar System (ed. 4th). Cambridge, England: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-64587-4.
  30. ^ Roy, Archie E.; dll. (2003). Astronomy: Principles and Practice. CRC Press. ISBN 978-0-7503-0917-2.
  31. ^ a b Tomkin, Jocelyn (April 1998). "Once and Future Celestial Kings". Sky and Telescope. 95 (4): 59–63. Bibcode:1998S&T....95d..59T. – based on computations from HIPPARCOS data. (The calculations exclude stars whose distance or proper motion is uncertain.) PDF[pautan mati kekal]
  32. ^ Upgren, Arthur R. (1998). Night Has a Thousand Eyes: A Naked-Eye Guide to the Sky, Its Science, and Lore. Basic Books. Bibcode:1998nhte.book.....U. ISBN 978-0-306-45790-6.
  33. ^ Holden, Edward S.; dll. (1890). "Photographs of Venus, Mercury and Alpha Lyræ in Daylight". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 2 (10): 249–250. Bibcode:1890PASP....2..249H. doi:10.1086/120156. S2CID 120286863.
  34. ^ "Spectroscopy and the Birth of Astrophysics". Tools of Cosmology. American Institute of Physics. Dicapai pada 2022-03-29.
  35. ^ Hentschel, Klaus (2002). Mapping the Spectrum: Techniques of Visual Representation in Research and Teaching. Oxford University Press. ISBN 978-0-19-850953-0.
  36. ^ Garrison, R. F. (December 1993). "Anchor Points for the MK System of Spectral Classification". Bulletin of the American Astronomical Society. 25: 1319. Bibcode:1993AAS...183.1710G. Diarkibkan daripada yang asal pada June 25, 2019. Dicapai pada February 5, 2012.
  37. ^ Berry, Arthur (1899). A Short History of Astronomy. New York: Charles Scribner's Sons. ISBN 978-0-486-20210-5.
  38. ^ Dick, Wolfgang R.; Ruben, G. (1988). "The First Successful Attempts to Determine Stellar Parallaxes in the Light of the Bessel/Struve Correspondence". Mapping the Sky: Past Heritage and Future Directions. Springer. m/s. 119–121. doi:10.1017/S007418090013949X. ISBN 978-90-277-2810-4.
  39. ^ Anonymous (2007-06-28). "The First Parallax Measurements". Astroprof. Dicapai pada 2007-11-12.
  40. ^ Perryman, M. A. C.; dll. (1997). "The Hipparcos Catalogue". Astronomy and Astrophysics. 323: L49–L52. Bibcode:1997A&A...323L..49P.
  41. ^ Perryman, Michael (2010). The Making of History's Greatest Star Map. Astronomers' Universe. Heidelberg: Springer-Verlag. Bibcode:2010mhgs.book.....P. doi:10.1007/978-3-642-11602-5. ISBN 978-3-642-11601-8.
  42. ^ Garfinkle, Robert A. (1997). Star-Hopping: Your Visa to Viewing the Universe. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-59889-7.
  43. ^ Cochran, A. L. (1981). "Spectrophotometry with a self-scanned silicon photodiode array. II – Secondary standard stars". Astrophysical Journal Supplement Series. 45: 83–96. Bibcode:1981ApJS...45...83C. doi:10.1086/190708.
  44. ^ Johnson, H. L.; dll. (1953). "Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas". Astrophysical Journal. 117: 313–352. Bibcode:1953ApJ...117..313J. doi:10.1086/145697.
  45. ^ Walsh, J. (2002-03-06). "Alpha Lyrae (HR7001)". Optical and UV Spectrophotometric Standard Stars. ESO. Diarkibkan daripada yang asal pada 2007-02-09. Dicapai pada 2007-11-15.—flux versus wavelength for Vega.
  46. ^ McMahon, Richard G. (2005-11-23). "Notes on Vega and magnitudes" (Text). University of Cambridge. Dicapai pada 2007-11-07.
  47. ^ Mengel, J. G.; dll. (1979). "Stellar evolution from the zero-age main sequence". Astrophysical Journal Supplement Series. 40: 733–791. Bibcode:1979ApJS...40..733M. doi:10.1086/190603.—From pages 769–778: for stars in the range 1.75 < M < 2.2, 0.2 < Y < 0.3 and 0.004 < Z < 0.01, stellar models give an age range of (0.43–1.64)×109 years between a star joining the main sequence and turning off to the red giant branch. With a mass closer to 2.2, however, the interpolated age for Vega is less than a billion.
  48. ^ Fernie, J. D. (1981). "On the variability of Vega". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 93 (2): 333–337. Bibcode:1981PASP...93..333F. doi:10.1086/130834.
  49. ^ Salaris, Maurizio; dll. (2005). Evolution of Stars and Stellar Populations. John Wiley and Sons. m/s. 120. ISBN 978-0-470-09220-0.
  50. ^ Browning, Matthew; dll. (2004). "Simulations of core convection in rotating A-type stars: Differential rotation and overshooting". Astrophysical Journal. 601 (1): 512–529. arXiv:astro-ph/0310003. Bibcode:2004ApJ...601..512B. doi:10.1086/380198. S2CID 16201995.
  51. ^ Padmanabhan, Thanu (2002). Theoretical Astrophysics. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-56241-6.
  52. ^ Oke, J. B.; dll. (1970). "The Absolute Spectral Energy Distribution of Alpha Lyrae". Astrophysical Journal. 161: 1015–1023. Bibcode:1970ApJ...161.1015O. doi:10.1086/150603.
  53. ^ Richmond, Michael. "The Boltzmann Equation". Rochester Institute of Technology. Dicapai pada 2007-11-15.
  54. ^ Clayton, Donald D. (1983). Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. University of Chicago Press. ISBN 978-0-226-10953-4.
  55. ^ Michelson, E. (1981). "The near ultraviolet stellar spectra of alpha Lyrae and beta Orionis". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 197: 57–74. Bibcode:1981MNRAS.197...57M. doi:10.1093/mnras/197.1.57.
  56. ^ Schmitt, J. H. M. M. (1999). "Coronae on solar-like stars". Astronomy and Astrophysics. 318: 215–230. Bibcode:1997A&A...318..215S.
  57. ^ a b Topka, K.; dll. (1979). "Detection of soft X-rays from Alpha Lyrae and Eta Bootis with an imaging X-ray telescope". Astrophysical Journal. 229: 661. Bibcode:1979ApJ...229..661T. doi:10.1086/157000.
  58. ^ a b Vaiana, G. S. (1980). A. K. Dupree (penyunting). "Stellar Coronae – Overview of the Einstein / CFA Stellar Survey In: Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun". SAO Special Report. 389 (389): 195–215. Bibcode:1980SAOSR.389..195V.
  59. ^ Munro, R. H.; dll. (May 1977). "Physical properties of a polar coronal hole from 2 to 5 solar radii". Astrophysical Journal. 213 (5): 874–86. Bibcode:1977ApJ...213..874M. doi:10.1086/155220.
  60. ^ Lignières, F.; dll. (2009). "First evidence of a magnetic field on Vega". Astronomy & Astrophysics. 500 (3): L41–L44. arXiv:0903.1247. Bibcode:2009A&A...500L..41L. doi:10.1051/0004-6361/200911996. S2CID 6021105.
  61. ^ Staff (July 26, 2009). "Magnetic Field On Bright Star Vega". Science Daily. Dicapai pada 2009-07-30.
  62. ^ Böhm, T.; dll. (May 2015). "Discovery of starspots on Vega. First spectroscopic detection of surface structures on a normal A-type star". Astronomy & Astrophysics. 577: 12. arXiv:1411.7789. Bibcode:2015A&A...577A..64B. doi:10.1051/0004-6361/201425425. S2CID 53548120. A64.
  63. ^ Antia, H. M.; dll. (2006). "Determining Solar Abundances Using Helioseismology". The Astrophysical Journal. 644 (2): 1292–1298. arXiv:astro-ph/0603001. Bibcode:2006ApJ...644.1292A. doi:10.1086/503707. S2CID 15334093.
  64. ^ Renson, P.; dll. (1990). "Catalogue of Lambda Bootis Candidates". Bulletin d'Information du Centre de Données Stellaires. 38: 137–149. Bibcode:1990BICDS..38..137R.—Entry for HD 172167 on p. 144.
  65. ^ Qiu, H. M.; dll. (2001). "The Abundance Patterns of Sirius and Vega". The Astrophysical Journal. 548 (2): 77–115. Bibcode:2001ApJ...548..953Q. doi:10.1086/319000.
  66. ^ Martinez, Peter; dll. (1998). "The pulsating lambda Bootis star HD 105759". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 301 (4): 1099–1103. Bibcode:1998MNRAS.301.1099M. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.02070.x.
  67. ^ Adelman, Saul J.; dll. (1990). "An elemental abundance analysis of the superficially normal A star Vega". Astrophysical Journal, Part 1. 348: 712–717. Bibcode:1990ApJ...348..712A. doi:10.1086/168279.
  68. ^ Knobel, E. B. (June 1895). "Al Achsasi Al Mouakket, on a catalogue of stars in the Calendarium of Mohammad Al Achsasi Al Mouakket". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 55 (8): 429–438. Bibcode:1895MNRAS..55..429K. doi:10.1093/mnras/55.8.429.
  69. ^ Massey, Gerald (2001). Ancient Egypt: the Light of the World. Adamant Media Corporation. ISBN 978-1-60206-086-9.
  70. ^ Olcott, William Tyler (1911). Star Lore of All Ages: A Collection of Myths, Legends, and Facts Concerning the Constellations of the Northern Hemisphere. G.P. Putnam's sons. Bibcode:1911slaa.book.....O. ISBN 978-0-7873-1096-7.
  71. ^ Houlding, Deborah (December 2005). "Lyra: The Lyre". Sktscript. Dicapai pada 2007-11-04.
  72. ^ Kunitzsch, Paul (1986). "The Star Catalogue Commonly Appended to the Alfonsine Tables". Journal for the History of Astronomy. 17 (49): 89–98. Bibcode:1986JHA....17...89K. doi:10.1177/002182868601700202. S2CID 118597258.
  73. ^ Houtsma, M. Th.; dll. (1987). E. J. Brill's First Encyclopaedia of Islam, 1913–36. VII. E.J. Brill. m/s. 292.
  74. ^ Gingerich, O. (1987). "Zoomorphic Astrolabes and the Introduction of Arabic Star Names into Europe". Annals of the New York Academy of Sciences. 500 (1): 89–104. Bibcode:1987NYASA.500...89G. doi:10.1111/j.1749-6632.1987.tb37197.x. S2CID 84102853.
  75. ^ Smith, S. Percy (1919). "The Fatherland of the Polynesians – Aryan and Polynesian Points of Contact". The Journal of the Polynesian Society. 28: 18–20.
  76. ^ 陳久金 (2005). 中國星座神話. 五南圖書出版股份有限公司. ISBN 978-986-7332-25-7.
  77. ^ "天文教育資訊網" [AEEA (Activities of Exhibition and Education in Astronomy)] (dalam bahasa Cina). 2006-07-03. Dicapai pada 2019-01-06.
  78. ^ Wei, Liming; dll. (2005). Chinese Festivals. Chinese Intercontinental Press. ISBN 978-7-5085-0836-8.
  79. ^ Kippax, John Robert (1919). The Call of the Stars: A Popular Introduction to a Knowledge of the Starry Skies with their Romance and Legend. G. P. Putnam's Sons.
  80. ^ Boyce, Mary (1996). A History of Zoroastrianism, volume one: The Early Period. New York: E. J. Brill. ISBN 978-90-04-08847-4.

Pautan luar sunting


Koordinat:   18h 36m 56.3364s, +38° 47′ 01.291″

Diambil daripada "https://ms.wikipedia.org/w/index.php?title=Vega&oldid=5801449"