Vega: Porovnání verzí

Smazaný obsah Přidaný obsah
citace
typos
Řádek 253:
| isbn2 = 978-0-395-93432-6
| oclc = 41137649
}}</ref> Ze středních šířek jižní polokoule ji lze spatřit nízko nad severním obzorem během zimy. S deklinací +38,78° nelze Vegu spatřit v zeměpisných šířkách jižně od 51. rovnoběžky. Nelze ji tedy spatřit v [[Antarktida|Antarktidě]] ani v nejjižnější části Jižní Ameriky, včetně [[Punta Arenas]], 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 [[Zenit|zenitu]], když v té době překročí [[Meridián (astronomie)|meridián]].<ref name=":8">{{Citace monografie
| příjmení = Burnham, Robert, 1931-1993.
| jméno =
Řádek 348:
| isbn2 = 1-60206-086-X
| oclc = 180205965
}}</ref> Arabské jméno pak se pak objevilo v západním světě v Alfonsinských tabulkách, sestavených mezi lety 1215 a 1270 na objednávku [[Kastilie|kastilského]] krále [[Alfons X. Kastilský|Alfonse X.]]<ref>{{Citace periodika
| příjmení = Kunitzsch
| jméno = P.
Řádek 441:
V [[Zoroastrismus|zoroastrismu]] byla Vega někdy spojována s Vanantem, menším božstvem, jehož jméno znamená „dobyvatel“.
 
Domorodí obyvatelé [[Boorong|Boorongu]] na severozápadě australské [[Victoria (Austrálie)|Viktorie]] ji pojmenovali Neilloan,<ref>{{Citace periodika
| příjmení = Hamacher
| jméno = Duane W.
Řádek 481:
}}</ref> „Venku na trávníku ležím v posteli / s nápadnou Vegou nad hlavou“.
 
Vega se stala první hvězdou, po níž pojmenovali auto, s řadou francouzských automobilů Facel Vega od roku 1954,. a vV Americe uvedl [[Chevrolet]] Vegu v roce 1971. Další dopravní prostředky se jménem Vega zahrnují startovací systém kosmické agentury [[Evropská kosmická agentura|ESA]] [[Vega (raketa)|Vega]]<ref>{{Citace elektronického periodika
| titul = Vega
| periodikum = www.esa.int
Řádek 497:
== Historie pozorování ==
[[Soubor:Vega by Stephen Rahn.jpg|vlevo|náhled|Astrofotografie Vegy]]
[[Astrofotografie]], [[Fotografie|fotografování]] nebeských objektů, začala v roce 1840, když [[John William Draper]] pořídil první snímek [[Měsíc]]e pomocí [[Daguerrotypie|daguerrotypického]] procesu. Dne 17. července 1850 se Vega se stala první hvězdou (jinou než Slunce), kterou vyfotografovali [[William Bond]] a [[John Adams Whipple]] na [[Harvard College Observatory]], také s využitím daguerrotypie.<ref name=":3" /><ref name=":1" /><ref>{{Citace periodika
| příjmení = Holden
| jméno = Edward S.
Řádek 624:
}}</ref>
 
Fotometrický [[UBV systém]] měří velikost hvězd pomocí ultrafialového, modrého a žlutého 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 velikost těchto hvězd je stejná vve žluté, modré a ultrafialové části [[Elektromagnetické spektrum|elektromagnetického spektra]].<ref>{{Citace periodika
| příjmení = Johnson
| jméno = H. L.
Řádek 776:
 
== Fyzikální charakteristika ==
Vega má [[Spektrální klasifikace|spektrální třídu]] A0V, je modře zbarvená bílá hvězda [[Hlavní posloupnost|hlavní posloupnosti]], v jejímž jádřejádru probíhá [[Termonukleární fúze|fúze]] [[Vodík|vodíku]] na [[helium]]. Hmotnější hvězdy spotřebovávají své fúzní palivo rychleji než menší, takže Vega má dobu života asi miliardu let, desetinu věku Slunce.<ref>{{Citace periodika
| příjmení = Mengel
| jméno = J. G.
Řádek 793:
| url = https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1979ApJS...40..733M/abstract
| datum přístupu = 2020-02-07
}}</ref> Její současný věk je přibližně 455 milionů let,<ref name=":4" /> čili asi polovina její očekávané délky života v hlavní posloupnosti. Po opuštění hlavní posloupnosti se Vega stane [[Červený obr|červeným obrem]] třídy M a zbaví se velké části své hmoty, až se nakonec se stane [[Bílý trpaslík|bílým trpaslíkem]]. V současné době má Vega více než dvojnásobek hmoty Slunce a její [[zářivý výkon]] je asi 40krát větší než Slunce.<ref name=":0" /> Protože se rychle otáčí a ze Země vidíme jeden z jejich zjejích pólů, je její zdánlivá svítivost, vypočtená za předpokladu, že její povrch má všude stejnou jasnost, přibližně 57krát vyšší než Slunce.<ref name=":12" /> Je-li Vega proměnnou hvězdou, je pravděpodobně typu [[Delta Scuti]] s periodou přibližně 0,107 dne.<ref name=":10" />
 
Většina energie produkované v jádřejádru Vegy vzniká uhlíko-dusíko-kyslíkovým cyklem ([[CNO cyklus]]), procesem jaderné fúze, při kterém vznikají jádra helia ze čtyř [[Proton|protonů]] a jako katalyzátory reakce jsou je uhlík, dusík a kyslíkukyslík. Tento proces se stává dominantním při teplotě asi 17 milionů stupňů,<ref>{{Citace monografie
| příjmení = Salaris
| jméno = Maurizio
Řádek 802:
| vydavatel = Chichester, West Sussex, England ; Hoboken, NJ, USA : J. Wiley
| počet stran = 402
}}</ref> což je o něco víc než teplota jádraslunečního Sluncejádra, ale je méně účinná než fúzní [[proton-protonový cyklus]] v Slunci. Cyklus CNO cyklus je vysoce citlivý na teplotu, což má za následek [[Konvektivní zóna|konvektivní zónu]] kolem jádra,<ref>{{Citace periodika
| příjmení = Browning
| jméno = Matthew K.
Řádek 820:
| url = https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJ...601..512B/abstract
| datum přístupu = 2020-02-07
}}</ref> která rovnoměrně distribujedistribuuje „popel“ z fúzní reakce v oblasti jádra. Vrchní atmosféra je v [[Vrstva v zářivé rovnováze|radiační rovnováze]]. To je rozdíl vůči Slunci, které má radiační zónu soustředěnou na jádro s překrývající zónou proudění.<ref>{{Citace monografie
| příjmení = Padmanabhan, T. (Thanu), 1957-
| titul = Theoretical astrophysics
Řádek 901:
}}</ref>
 
Pomocí [[Polarimetrie|spektropolarimetrie]] bylodetekoval na povrchu Vegy detekováno [[magnetické pole]] týmemtým 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 pekuliární hvězda|chemicky mimořádnou hvězdou]]. Průměrná složka zorného pole tohoto pole má sílu -0,6±0,3 [[Gauss (jednotka)|G]].<ref>{{Citace periodika
| příjmení = Lignières
| jméno = F.
Řádek 990:
 
=== Výskyt prvků ===
V astronomii se prvky s vyšším [[Protonové číslo|atomovým číslem]] než helium nazývají „kovy“. [[Metalicita]] [[Fotosféra|fotosféry]] Vegy dosahuje pouze 32 procent hojnosti těžkých prvků v atmosféře Slunce. Například Sirius má trojnásobnou metalicitu Sirius v porovnání se Sluncem metalicitu trojnásobnou. Na Slunci je hojnost prvků těžších než helium přibližně 1,27±0,02 procenta,<ref>{{Citace periodika
| příjmení = Antia
| jméno = H. M.
Řádek 1 008:
}}</ref> ale jen 0,54 procent hmotnosti Vegy tvoří prvky těžší než helium.
 
Neobvykle nízká metalicita Vegyčiní z Vegy hvězdu podobnou [[Lambda Bootis|lambdě Bootis]].<ref>{{Citace periodika
| příjmení = Renson
| jméno = P.
Řádek 1 042:
| url = https://iopscience.iop.org/article/10.1086/319000/meta
| datum přístupu = 2020-01-28
}}</ref> Vznik a původ takových chemicky zvláštních hvězd spektrální třídy 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 při fúzi vodíku. Další možností je, že hvězda se vytvořila z [[Mezihvězdné médium|mezihvězdného média]] plynu a prachu, kterékterý bylobyl neobvykle chudéchudý na kovy.<ref>{{Citace periodika
| příjmení = Martinez
| jméno = Peter
Řádek 1 062:
}}</ref>
 
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, kterácož může způsobovat anomálie hojnosti prostřednictvím difuze.<ref>{{Citace periodika
| příjmení = Adelman
| jméno = Saul J.
Řádek 1 094:
}}</ref> Znaménko mínus označuje relativní pohyb směrem k Zemi.
 
Příčný pohyb po obloze způsobuje, že se poloha Vegy posunula vzhledem k vzdálenějším hvězdám 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 ve [[Rektascenze|rektascenzi]] - nebeském ekvivalentu délky - a 287,47±0,54 masms/rok v [[Deklinace|deklinaci]], což je ekvivalent zeměpisné šířky. Čistý vlastní pohyb Vegy je 327,78 masms/yrok, což má za následek úhlový pohyb o stupeň každých 11 000 let.
 
V [[Galaktické souřadnice|galaktickém souřadnicovém systému]] jsou složky prostorové rychlosti Vegy (U, V, W) = (−16,1± ,3, −6,3±0,8, −7,7± 0,3) km / s, pro prostorovou rychlost 19 km/s.<ref name=":7">{{Citace periodika
Řádek 1 108:
| url = https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1998A&A...339..831B/abstract
| datum přístupu = 2020-01-29
}}</ref> 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, hvězdapomalu se pomalu rozjasňuje, protože její vlastní pohyb způsobuje, že se blíží ke Slunci. VegaNejblíže seSlunci nejblíže přiblíží Sluncibude odhadem za 264 000 let ve vzdálenosti [[Perihélium|perihelia]] 13,2 světelných let (4,04 kiloparseků). <ref>{{Citace periodika
| příjmení = Bailer-Jones
| jméno = C. a. L.
Řádek 1 123:
}}</ref>
 
Na základě kinematických vlastností této hvězdy se zdá, že patří do skupiny hvězd zvané [[Kastor]]ova pohybová skupina. Vega však může být mnohem starší než tato skupina, takže členství zůstává nejisté.<ref name=":4" /> Tato skupina obsahuje asi 16 hvězd, včetně [[Alfa Librae]], [[Alderamin|Alfa Cephei]], [[Kastor|Kastora]], [[Fomalhaut|Fomalhautu]] a Vegy. Všichni členové skupiny se pohybují téměř stejným směrem s podobnou rychlostí vesmírem. Členové skupiny mají společný původ v [[Otevřená hvězdokupa|otevřené hvězdokupě]], aale ztratili vzájemnou gravitační vazbu. Odhadovaný věk Kastorovy pohybové skupiny je 200±100 milionů let a průměrná prostorová rychlost hvězd je 16,5 km/s.<ref name=":7" />
 
== Možnost planetárního systému ==
Řádek 1 164:
}}</ref>
 
Následná měření u Vegy na vlnové délce 193 μm ukázala nižší než očekávaný tok hypotetických částic, což naznačuje, že jejich velikost musí být řádově 100 μm nebo méně. Pro udržení tohoto množství prachu na oběžné dráze kolem Vegy je zapotřebí nepřetržitého zdroje doplňování. Navrhovaným mechanismem pro udržování prachu byl disk zhlukovanýchshlukovaných částic, které postupně kolabují, až vytvoří planetu.<ref name=":5" /> Modely vytvořené na rozložení prachu kolem Vegy naznačují, že se jedná o kruhový disk o poloměru 120 AU, při pohledu téměř z pólu. Kromě toho je ve středu disku otvor s poloměrem nejméně 80 AU.<ref>{{Citace periodika
| příjmení = Dent
| jméno = W. R. F.
Řádek 1 184:
}}</ref>
 
Po objevení infračerveného přebytku kolem Vegy byly nalezeny další hvězdy, které vykazujívykazující 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 soustava|Sluneční soustavy]].<ref>{{Citace periodika
| příjmení = Song
| jméno = Inseok
Řádek 1 226:
}}</ref>
 
Vnitřní hranice disku prachu byla odhadnuta na 11″±2″ neboli 70–100 AU. Disk prachu vzniká, jak radiační tlak od Vegy tlačí trosky z kolizí větších předmětůtěles 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 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. Tento prachový disk by byl relativně mladý v časovém měřítku věku hvězdy a nakonec by zanikl, pokud by další události srážky nepřinesly nový prach.<ref name=":6" />
 
Pozorování, nejprve interferometrem Palomar Testbed od Davida Ciardiho a Gerarda van Belle v roce 2001<ref>{{Citace periodika
Řádek 1 285:
=== Možné planety ===
[[Soubor:Vega (star).jpg|náhled|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. ByloByla předpokládána porucha prachového disku planetou nebo jiným obíhajícím objektem, který byl obklopen prachem. Snímky z [[Keckovy dalekohledy|Keckova dalekohledu]] však vyloučily společníka až do velikosti 16. magnitudy, což by odpovídalo tělesu s více než 12násobkem hmotnosti Jupitera.<ref>{{Citace periodika
| příjmení = Holland
| jméno = Wayne S.
Řádek 1 335:
}}</ref>
 
V roce 2003 se předpokládalo, že tyto shluky mohoumůže býtzpůsobovat způsobenyplaneta hmotnosti zhruba planetou hmoty Neptunu migrující ze 40 na 65 AU během 56 miliónů let,<ref>{{Citace periodika
| příjmení = Wyatt
| jméno = M. C.