좌표: 18 36hm 56.3364s, +38° 47' 01.291

베가

Vega
"스타 베가"는 여기로 방향을 바꿉니다.심리학자는 스타 베가(심리학자)를 참고하세요. 기타 용도는 베가(동음이의)를 참조하십시오.
베가
베가 위치 (원형)
관측자료
에포크J2000.0이쿼녹스J2000.0
콘스텔레이션 라이라
발음 /ˈ vi ːɡə/ 또는 /ˈve ɪɡə/
우등승 18h 36m 56.33635s[4]
점괘 +38°47' 01.2802
겉보기 등급(V) +0.026[5] (−0.02 – +0.07)[6]
특성.
진화 단계 주순서
분광형 A0Va[7]
U-B 색지수 0.00[8]
B-V 컬러 인덱스 0.00[8]
변수형 델타 스쿠티[6]
측성학
반지름 속도(Rv)-13.9±0.9km[9]/s
고유운동(μ) RA: 연간 200.94mas[4]
Dec.: 286.23 mas[4]/year
시차(π)130.23 ± 0.36 mas[4]
거리25.04 ± 0.07 ly
(7.68 ± 0.02 pc)
절대규모(MV)+0.582[10]
세부 사항
덩어리2.135±0.074[11] M☉
반지름2.362–2.818[11] R☉
광도40.12±0.45[11] L☉
표면중력(logg)4.1±0.1[12] cgs
온도9,602±180[13] (8,152–10,060 K)[11][note 1] K
금속성[Fe/H]-0.5[13] 덱스
로테이션16.5시간[14]
회전속도(vsini)20.48±0.11km[11]/s
나이455±13[11] Myr
기타지명
Wega[15], Lucida Lyrae[16], Alpha Lyrae, α Lyrae, 3 Lyrae, BD+38°3238, GJ 721, HD 172167, HIP 91262, HR 7001, SAO 67174, LTT 15486[17]
데이터베이스 참조
심배드데이터.

베가는 북쪽 거문고자리에서 가장 밝은 별입니다.바이어 명칭 α Lyrae를 가지고 있는데, 이는 Alpha Lyrae와 Alpha Lyr 또는 α Lyr를 라틴어로 표기한 것입니다.이 별은 태양으로부터 불과 25광년(7.7 파섹) 떨어져 있으며, 태양 근처에서 가장 밝은 별 중 하나입니다.이 별은 밤하늘에서 다섯 번째로 밝은 별이며, 북반구에서는 아크투루스 다음으로 두 번째로 밝은 별입니다.

베가는 천문학자들에 의해 광범위하게 연구되어 왔으며, "분명히 태양 다음으로 하늘에서 가장 중요한 별"이라고 불리게 되었습니다.[18]베가는 기원전 12,000년경 북극성이었고 13,727년경 다시 북극성이 될 것이며, 그 해의 적위는 +86° 14'[19]이 될 것입니다.베가는 태양이 아닌 다른 별들 중 처음으로 자신의 이미지와 스펙트럼을 촬영했습니다.[20][21]이 별은 시차 측정을 통해 거리가 추정된 최초의 별들 중 하나였습니다.베가는 광도계 밝기 척도를 보정하기 위한 기준선으로 기능했으며 UBV 광도계의 영점을 정의하는 데 사용된 별 중 하나였습니다.

베가의 나이는 태양의 10분의 1 정도에 불과하지만 질량은 2.1배이기 때문에 기대수명도 태양의 10분의 1에 불과합니다.태양과 비교했을 때, 베가는 헬륨보다 무거운 원소의 함량이 더 낮습니다.[13]베가는 밝기가 약간 달라지는 변광성이기도 합니다.적도에서 초당 236km의 속도로 빠르게 회전하고 있습니다.이로 인해 적도가 원심력에 의해 바깥쪽으로 부풀어오르게 되고, 그 결과 극점에서 최대에 이르는 별의 광구를 가로질러 온도의 변화가 생깁니다.지구에서 베가는 이 극들 중 하나의 방향에서 관측됩니다.[22]

예상보다 많은 적외선 복사를 관측한 결과 베가는 먼지 원반을 가지고 있는 것으로 보입니다.이 먼지는 태양계의 카이퍼 벨트와 유사한 궤도를 도는 파편 원반 안의 물체들 간의 충돌의 결과일 가능성이 높습니다.[23]먼지 방출로 인해 적외선 초과 현상을 보이는 별들을 베가형 별이라고 부릅니다.[24]2021년 베가 주위를 2.43일 공전하는 초고온 해왕성 후보가 반경 속도법으로 발견되었는데, 추가적으로 토성 질량의 신호일 가능성이 있으며, 주기는 약 200일입니다.[25]

명명법

베가는 거문고자리에서 가장 밝은 별입니다.

거문고자리 α(Lyrae, Lyrae로 라틴어 표기)는 이 별의 바이어 명명법입니다.전통적인 이름인 베가(Wega)는 "낙하" 또는 "착륙"을 의미하는 아랍어 단어 와키'(아랍어: واقع)를 "낙하하는 독수리"(An-nasr al-waqi', 아랍어: النّسر الْواقع)를 느슨하게 번역한 것에서 유래했습니다.2016년 국제천문연맹(IAU)은 항성의 고유 명칭을 목록화하고 표준화하기 위해 항성명칭 실무그룹([27]WGSN)을 조직했습니다.WGSN의 2016년[28] 7월 첫 회보에는 WGSN이 승인한 이름들의 처음 두 묶음의 표가 포함되어 있는데, 이 표에는 이 별에 대한 베가가 포함되어 있었습니다.IAU 항성명칭 목록에 등재되어 있습니다.[29]

관찰

서머 트라이앵글

베가는 북반구 여름의 저녁 시간 동안 중북위의 정점 근처에서 종종 볼 수 있습니다.[30]남반구의 중위도부터 남반구의 겨울 동안에는 북쪽 지평선 위에서 낮게 볼 수 있습니다.점각이 +38.78°일 때,베가는 남위 51°S의 북쪽에서만 관측할 수 있습니다.따라서 남극이나 칠레 푼타 아레나스(53°S)를 포함한 남미 최남단 어디에서도 올라오지 않습니다.북위 51°N에 있는 베가는 계속해서 지평선 위에 원극성으로 남아 있습니다.7월 1일 경, 베가는 자오선을 지날 때 자정에 도달합니다.[31]

Small white disks representing the northern stars on a black background, overlaid by a circle showing the position of the north pole over time
세차운동으로 인한 별들 사이의 북천극의 진행 경로.베가는 가장 아래쪽에 있는 밝은 별입니다.

매일 밤 지구가 자전함에 따라 별들의 위치가 바뀌는 것처럼 보입니다.하지만, 별이 지구의 자전축을 따라 위치할 때, 그것은 같은 위치에 있을 것이고 따라서 극별이라고 불립니다.지구의 자전축의 방향은 시간이 지남에 따라 점차 변하는데, 이를 추분의 세차운동이라고 합니다.완전한 세차운동 주기는 25,770년이 소요되며,[32] 이 기간 동안 지구 자전의 극점은 몇 개의 눈에 띄는 별들 근처를 지나는 천구를 가로지르는 원형 경로를 따릅니다.현재 북극성은 북극성이지만, 기원전 12,000년경에 북극성은 베가에서 불과 5도 밖에 떨어져 있지 않습니다.세차운동을 통해 극은 서기 14,000년경에 다시 베가 근처를 지나갈 것입니다.[33]베가는 북극성들 중에서 가장 밝습니다.[15]베가는 210,000년 후 밤하늘에서 가장 밝은 별이 될 것이며 [34]290,000년 후 겉보기 등급 –0.81로 밝기가 최고조에 이를 것입니다.[34]

이 별은 여름의 삼각형이라 불리는 넓은 공간에 있는 항성의 꼭지점에 있는데, 이 별은 베가와 두 개의 1등급 별인 아퀼라에 있는 알테어와 백조자리에 있는 데네브로 구성되어 있습니다.[30]이 형태는 직각 삼각형의 대략적인 모양이며, 베가는 직각에 위치해 있습니다.여름 삼각지대는 북쪽 하늘에서 쉽게 알아볼 수 있는데, 그 주변에 밝은 별들이 거의 없기 때문입니다.[35]

관측이력

베가의 천체 사진
"1850년 7월 16일에서 17일 밤, 휘플과 본드는 최초로 별의 다게레오타입을 만들었습니다."

천체 사진술, 천체 사진술은 1840년 존 윌리엄 드레이퍼(John William Draper)가 다게레오타입 과정을 이용해 달의 사진을 찍으면서 시작되었습니다.1850년 7월 17일, 하버드 대학교 천문대에서 윌리엄 본드와 존 애덤스 휘플에 의해 사진에 찍힌 최초의 별이 되었습니다.[15][20][36]1872년 8월 헨리 드레이퍼(Henry Draper)는 베가의 스펙트럼 사진을 찍었는데, 이 사진은 흡수선을 보여주는 항성의 스펙트럼 사진을 처음으로 찍은 것입니다.[21]태양의 스펙트럼에서 비슷한 선들이 이미 확인되었습니다.[37]1879년 윌리엄 허긴스는 베가와 비슷한 별들의 스펙트럼 사진을 이용하여 이 별 분류에 공통적인 12개의 "매우 강한 선"을 발견했습니다.이것들은 나중에 수소 발머 시리즈의 선들로 확인되었습니다.[38]1943년 이래로 이 별의 스펙트럼은 다른 별들이 분류되는 안정적인 고정점의 역할을 해왔습니다.[39]

베가까지의 거리는 지구가 태양을 공전할 때 배경별과의 시차 이동을 측정함으로써 알 수 있습니다.처음으로 별의 시차를 발표한 사람은 프리드리히 G. W. 폰 스트루브(Friedrich G. W. von Struve)였는데, 그는 베가의 시차를 0.125 ″(0.125 초)로 발표했습니다.프리드리히 베셀은 스트루베의 데이터에 회의적이었고, 베셀이 백조자리 61의 시차를 0.314 ″로 발표했을 때 스트루베는 베가의 시차 값을 원래 추정치의 거의 두 배로 수정했습니다.이러한 변화는 Struve의 데이터에 더욱 의심을 품게 합니다.그래서 스트루브를 포함한 당시의 대부분의 천문학자들은 베셀이 최초로 발표된 시차 결과에 공을 돌렸습니다.그러나 스트루브의 초기 결과는 히파르코스 측성 위성이 측정한 바와 같이 현재 허용되는 0.129 ″에 가까웠습니다.

지구에서 볼 때 별의 밝기는 표준화된 로그 눈금으로 측정됩니다.이 겉보기 등급은 별의 밝기가 증가함에 따라 값이 감소하는 수치입니다.맨눈으로 볼 수 있는 가장 희미한 별은 6등급이고 밤하늘에서 가장 밝은 별은 -1.46등급입니다.천문학자들은 등급 척도를 표준화하기 위해 베가와 여러 비슷한 별들을 선택했고 모든 파장에서 등급 0을 나타내기 위해 밝기를 평균했습니다.따라서 수년 동안 베가는 절대 광도계 밝기 척도의 보정을 위한 기준선으로 사용되었습니다.[45]그러나 겉보기 등급 영점은 이제 일반적으로 숫자로 지정된 특정 플럭스로 정의되기 때문에 더 이상 그렇지 않습니다.베가가 항상 보정이 가능한 것은 아니고 밝기가 다양하기 때문에 천문학자들에게 이 접근법이 더 편리합니다.[46]

UBV 광도계는 자외선, 청색, 황색 필터를 통해 별의 크기를 측정하여 각각 U, B, V 값을 만듭니다.베가는 1950년대에 도입되었을 때 이 광도계의 초기 평균값을 설정하는 데 사용된 여섯 개의 A0V 별 중 하나입니다.이 여섯 별의 평균 크기는 U - B = B - V = 0으로 정의됩니다. 사실상, 이 별들의 크기가 전자기 스펙트럼의 노란색, 파란색, 그리고 자외선 부분에서 동일하도록 크기 척도가 보정되었습니다.따라서 베가는 가시 영역에서 상대적으로 평평한 전자기 스펙트럼(대부분 사람의 눈으로 볼 수 있는 파장 범위 350-850 나노미터)을 가지고 있으므로, 플럭스 밀도는 대략 2,000-4,000 Jy와 같습니다.[48]그러나 적외선에서 베가의 플럭스 밀도는 급격히 떨어지며, 5 마이크로미터에서 100 Jy에 가깝습니다.[49]

1930년대 베가를 측광학적으로 측정한 결과 베가의 크기는 ±0.03 등급(약 ±2.8%[note 2] 광도)으로 낮은 것으로 나타났습니다.이 변광성의 범위는 당시 관측 능력의 한계에 가까웠기 때문에 베가의 변광성에 대한 주제는 논란의 여지가 있습니다.베가의 크기는 1981년 데이비드 던랩 천문대에서 다시 측정되었으며 약간의 변동성을 보였습니다.따라서 베가는 델타 스쿠티 변수와 관련하여 가끔 낮은 진폭의 맥동을 보였다고 주장했습니다.[50]이것은 일관된 방식으로 진동하여 별의 광도에 주기적인 맥동을 일으키는 항성의 범주입니다.[51]베가는 이러한 유형의 변수에 대해 물리적 프로파일에 적합하지만, 다른 관측자들은 그러한 변화를 발견하지 못했습니다.따라서 변동성은 측정의 체계적인 오류의 결과일 수 있습니다.[52][53]그러나 2007년의 한 기사는 이 결과들과 다른 결과들을 조사했고, "앞서 설명한 결과들에 대한 보수적인 분석은 베가가 1-2% 범위의 변동성이 있고, 때때로 평균에서 4%까지 이탈할 가능성이 있다는 것을 시사합니다."[54]라고 결론지었습니다.또한 2011년 기사에서는 "베가의 장기적인 (연간) 변동성이 확인되었다"고 확인했습니다.[55]

베가는 1979년 화이트샌즈 미사일 사거리에서 에어로비 350으로 발사된 영상 엑스레이 망원경으로 관측했을 때 태양 너머에 있는 최초의 단독 주계열성이 되었습니다.[56]1983년 베가는 먼지 원반을 가진 최초의 별이 되었습니다.적외선천문위성(IRAS)은 별에서 오는 과도한 적외선 복사를 발견했고, 이것은 별에 의해 가열되면서 궤도를 도는 먼지에 의해 방출되는 에너지 때문이었습니다.[57]

물리적 특성

베가의 분광형은 A0V로 중심핵의 헬륨에 수소를 융합하고 있는 푸른빛을 띤 백색 주계열성입니다.질량이 큰 별일수록 핵융합 연료를 빠르게 사용하기 때문에 베가의 주계열 수명은 약 10억 년으로 태양의 10분의 1 수준입니다.[58]이 별의 현재 나이는 약 4억 5천 5백만 년으로 예상되는 주계열성 수명의 약 절반에 [11]이릅니다.주계열성을 떠난 후 베가는 M급 적색 거성이 되어 질량의 대부분을 날려버리고 마침내 백색 왜성이 됩니다.현재 베가의 질량은[22] 태양의 두 배 이상이며 광도는 태양의 약 40배입니다.약 16.5시간에 한 번 꼴로 빠르게 회전하고 있고,[14] 극점에 가까운 빛을 볼 수 있기 때문에, 전체적으로 같은 밝기라고 가정했을 때 계산된 겉보기 광도는 태양의 약 57배입니다.[12]베가가 변광성이라면 주기가 0.107일 정도인 델타 스쿠티형일 수도 있습니다.[50]

베가의 중심핵에서 생성되는 대부분의 에너지는 탄소-질소-산소 순환(CNO cycle)에 의해 생성되는데, 이는 양성자가 결합하여 탄소, 질소, 산소의 중간 핵을 통해 헬륨 핵을 형성하는 핵융합 과정입니다.이 과정은 태양의 중심핵 온도보다 약간 높은 [59]약 1,700만 K의 온도에서 우세해지지만, 태양의 양성자-양성자 연쇄 융합 반응보다 덜 효율적입니다.CNO 사이클은 온도에 매우 민감하기 때문에 코어 영역 내에서 핵융합 반응에 의한 '회분'을 고르게 분포시키는 코어에[60] 대한 대류 영역이 생성됩니다.대기는 복사 평형 상태에 있습니다.이것은 태양과 대조적인데, 태양은 중심부에 복사 영역이 있고, 대류 영역이 중첩되어 있습니다.[61]

베가로부터의 에너지 플럭스는 표준 광원을 기준으로 정확하게 측정되었습니다.5,480 Å일 때 플럭스 밀도는 3,650 Jy이며 오차한계는 2%[62]입니다.베가의 시각 스펙트럼은 수소 흡수선에 의해 지배되며, 특히 전자가 n=2 주양자수인 수소 발머 계열에 의해 지배됩니다.다른 원소들의 선들은 상대적으로 약하며, 가장 강한 것은 이온화된 마그네슘, 철, 크롬입니다.[65]베가의 X선 방출은 매우 낮으며, 이는 이 별의 코로나가 매우 약하거나 존재하지 않음을 보여줍니다.[66]그러나 베가의 극이 지구를 향하고 있고 극지방의 코로나 구멍이 존재할 수 있기 때문에 코로나가 베가(또는 베가에 매우 가까운 지역)에서 감지된 엑스선의 근원일 가능성이 있는 것으로 확인하기는 어려울 수 있습니다.[56][67] 대부분의 코로나 엑스선은 시선을 따라 방출되지 않기 때문입니다.[67][68]

분광기 측정법을 사용하여, Pic du Midi 천문대의 천문학자 팀에 의해 베가 표면에서 자기장이 감지되었습니다.Ap화학적으로 특이한 별이 아닌 분광형 A형 별에서 자기장이 발견된 것은 이번이 처음입니다.이 필드의 평균 시선 성분의 강도는 -0.6±0.3가우스(G)입니다.[69]이것은 태양의 평균 자기장과 맞먹습니다.[70]베가의 경우 약 30 G의 자기장이 보고되었는데, 이에 비해 태양의 경우 약 1 G의 자기장이 있는 것으로 보고되었습니다.[56]2015년, 항성 표면에서 밝은 별점들이 발견되었는데, 이는 일반적인 A형 항성으로는 처음으로 발견된 것이며, 이러한 특징들은 0.68일의 주기를 가진 회전 변조의 증거를 보여줍니다.[71]

로테이션

베가의 자전 주기는 12.5시간으로 [14]태양의 자전 주기보다 훨씬 빠르지만 목성이나 토성의 자전 주기와 비슷하거나 조금 느립니다.이 때문에 베가는 두 행성처럼 상당히 둥글게 생겼습니다.

베가의 반지름을 간섭계로 높은 정확도로 측정했을 때, 그것은 태양 반지름의 2.73±0.01배로 예상치 못하게 큰 값을 얻었습니다.이는 항성 시리우스의 반지름보다 60% 더 큰 반면, 항성 모형들은 이 별이 약 12%만 더 커야 한다고 지적했습니다.그러나 베가가 자전축의 방향에서 볼 때 빠르게 자전하는 별이라면 이러한 차이는 설명될 수 있습니다.2005-06년에 CHARA 배열로 관측한 결과 이러한 추론이 확인되었습니다.[12]

베가(왼쪽)와 태양(오른쪽)의 크기 비교

베가의 극(회전축)은 시선으로부터 지구까지 5도 이하로 기울어져 있습니다.베가의 회전 속도에 대한 추정치 중 가장 높은 끝 부분은 적도를 따라 236.2±3.7 km/s이며[11], 이는 베가가 거의 극 위에 있기 때문에 관측된 회전 속도보다 훨씬 높습니다.이는 항성이 원심력에 의해 분해되기 시작하는 속도의 88%에 해당합니다.[11]베가의 급격한 회전은 명백한 적도 팽대부를 만들어내므로 적도의 반지름은 극반경보다 19% 더 큽니다.(이 별의 극반지름은 2.362±0.012 태양반지름이며 적도반지름은 2.818±0.013 태양반지름입니다.)[11]지구에서 볼 때, 이 볼록한 부분은 극의 방향에서 관찰되고 있으며, 지나치게 큰 반지름 추정치를 산출하고 있습니다.

극지방의 표면 중력은 적도보다 더 크며, 이로 인해 극지방의 온도는 10,000 K에 육박하는 반면 적도의 온도는 약 8,152 K입니다.[11]극과 적도 사이의 이 큰 온도 차이는 강한 중력 흑화 효과를 만들어냅니다.극에서 볼 때, 이는 구형 대칭성에서 일반적으로 예상되는 것보다 어두운(낮은 강도의) 사지를 형성합니다.온도 기울기는 베가가 적도 주변에 대류권이 있다는 것을 의미할 수도 있지만,[12][72] 대기의 나머지 부분은 거의 순수한 복사 평형 상태일 가능성이 높습니다.[73]폰 자이펠 정리에 의하면 극에서 국소 광도가 더 높습니다.결과적으로, 만약 베가를 거의 극점이 아닌 적도의 평면을 따라 본다면, 베가의 전체 밝기는 더 낮아질 것입니다.

베가는 오랫동안 망원경을 보정하는 표준 별로 사용되어 왔기 때문에, 베가가 빠르게 회전하고 있다는 사실이 발견되었을 때, 구면 대칭성에 근거한 몇 가지 기본적인 가정에 도전하게 될 수도 있습니다.Vega의 시야각과 회전 속도가 더 잘 알려졌기 때문에, 이를 통해 기기 교정이 개선될 것입니다.[74]

원소유량

천문학에서는 헬륨보다 원자 번호가 높은 원소를 "금속"이라고 부릅니다.베가의 광구의 금속성은 태양 대기의 무거운 원소 함량의 약 32%에 불과합니다.[note 3] (예를 들어, 비슷한 별 시리우스의 금속성 함량이 태양과 비교했을 때의 3배에 불과합니다.)비교를 위해 태양은 헬륨보다 무거운 원소가 Z = 0.0172±0.002 정도입니다.따라서 풍부도 면에서 베가의 약 0.54%만이 헬륨보다 무거운 원소들로 이루어져 있습니다.질소는 약간 더 풍부하고, 산소는 약간 덜 풍부할 뿐이며, 황의 양은 태양의 약 50%입니다.반면에 베가는 대부분의 다른 주요 원소들의 태양 함량이 10%에서 30%에 불과하며 바륨과 스칸듐은 10%[11] 미만입니다.

베가의 금속성은 매우 낮기 때문에 약한 람다 부에티스 별이 됩니다.[76][77]그러나 화학적으로 특이한 분광형 A0-F0 별이 존재하는 이유는 아직까지 명확하지 않습니다.한 가지 가능성은 화학적 특이성이 확산이나 질량 감소의 결과일 수도 있지만, 항성 모형에 따르면 이는 보통 항성의 수소 연소 수명이 끝날 무렵에만 일어나는 것으로 보입니다.또 다른 가능성은 이 별이 특이하게 금속이 부족한 가스와 먼지의 성간 매질로 형성되었다는 것입니다.[78]

베가에서 관측된 헬륨 대 수소 비율은 0.030±0.005로 태양보다 약 40% 정도 낮습니다.이것은 표면 근처에서 헬륨 대류 영역이 사라짐으로써 발생할 수 있습니다.에너지 전달은 복사 과정에 의해 대신 수행되며, 이는 확산을 통해 풍부한 이상 현상을 일으킬 수 있습니다.[79]

운동학

베가의 반지름 속도는 이 별이 지구로 향하는 시선을 따라 움직이는 구성 요소입니다.지구에서 멀어지면 베가의 빛이 더 낮은 주파수(빨간색 방향)로 이동하거나, 지구를 향해 움직이는 경우 더 높은 주파수(파란색 방향)로 이동합니다.따라서 항성 스펙트럼의 이동량으로부터 속도를 측정할 수 있습니다.이 청색 시프트를 정밀하게 측정하면 -13.9±0.9km/s의 값이 나옵니다.[9]마이너스 기호는 지구를 향한 상대적인 움직임을 나타냅니다.

시선을 가로지르는 운동은 베가의 위치가 더 먼 배경 별을 중심으로 이동하게 합니다.항성의 위치를 주의 깊게 측정하면 고유 운동으로 알려진 이 각도의 움직임을 계산할 수 있습니다.베가의 고유 운동은 일 년에 202.03±0.63 밀리초(mas)로 경도에 해당하는 천체이며, 적위는 287.47±0.54 mas/y로 위도 변화에 해당합니다.베가의 순 고유운동은 327.78 mas/y로 [80]11,000년마다 1도씩 각운동을 합니다.

은하 좌표계에서 베가의 공간 속도 성분은 19 km/s의 순 공간 속도에 대해 (U, V, W) = (-16.1±0.3, -6.3±0.8, -7.7±0.3) km/s입니다.이 속도의 지름방향 성분(태양 방향)은 -13.9 km/s인 반면, 가로방향 성분은 9.9 km/s입니다.베가는 현재 밤하늘에서 다섯 번째로 밝은 별에 불과하지만, 적절한 운동으로 인해 태양에 가까워지면서 서서히 밝아지고 있습니다.[82]베가는 근일점 거리 13.2 ly (4.04 pc)에서 약 264,000 년 후에 가장 근접하게 접근할 것입니다.[83]

이 별의 운동학적 특성에 의하면, 이 별은 캐스터 운동 그룹이라고 불리는 항성 협회에 속해 있는 것으로 보입니다.하지만 베가는 이 무리보다 나이가 훨씬 더 많을 수도 있기 때문에, 그 구성원들은 여전히 불확실합니다.[11]이 그룹은 알파 리브라에, 알파 세페이, 카스토르, 포말하우트, 베가 등 약 16개의 별을 포함하고 있습니다.그룹의 모든 구성원들은 비슷한 공간 속도로 거의 같은 방향으로 움직이고 있습니다.움직이는 그룹의 멤버쉽은 그 이후 중력적으로 결합되지 않은 열린 성단에 있는 이 별들의 공통적인 기원을 암시합니다.[84]이 별의 나이는 200 ± 1억 년으로 추정되며, 평균 우주 속도는 16.5 km/s입니다.[note 4][81]

행성계 가능성

베가 행성계[25]
동반자
(별에서 순서대로) 		덩어리 반장축
(AU) 		공전주기
(일) 		편심 성향 반지름
b (uncon 확인됨) ≥21.9±5.1 M🜨 0.04555±0.00053 2.42977±0.00016 0.25±0.15 — —
파편원반 86–815AU 6.2?° —
베가 주변 잔해 원반 중적외선(24μm) 이미지

적외선 초과

적외선천문위성(IRAS)의 초기 결과 중 하나는 베가로부터 오는 적외선 플럭스가 항성에서만 예상되는 것 이상으로 발견되었다는 것입니다.이 초과분은 25, 60, 100 μm 파장에서 측정되었으며, 항성을 중심으로 하는 10 ″(arcseconds)의 각반경 안에서 나왔습니다.베가의 측정된 거리에서 이것은 실제 80 천문단위(AU)의 반지름에 해당하며, 여기서 AU는 태양을 도는 지구 궤도의 평균 반지름입니다.이 방사선은 밀리미터 단위의 궤도를 도는 입자의 장에서 나온 것으로 제안되었는데, 그보다 작은 것은 결국 복사압에 의해 계에서 제거되거나 포인팅-로버트슨 항력에 의해 항성으로 끌어당겨지기 때문입니다.[85]후자는 복사압이 먼지 입자의 궤도 운동에 반대하는 효과적인 힘을 만들어 안쪽으로 나선형으로 만드는 결과입니다.이 효과는 항성에 더 가까운 작은 입자들에서 가장 두드러집니다.[86]

이후 193 μm에서 베가를 측정한 결과 가설 입자가 예상보다 낮은 플럭스를 보였고, 이는 대신 100 μm 이하의 입자여야 함을 시사합니다.베가 주위의 궤도에서 먼지의 양을 유지하기 위해서는 지속적인 보충이 필요합니다.먼지를 유지하기 위해 제안된 메커니즘은 행성을 형성하기 위해 붕괴하는 과정에 있는 연합된 물체들의 원반이었습니다.[85]베가 주변의 먼지 분포에 적합한 모형은 베가가 거의 극 위에서 볼 때 120 천문단위 반지름의 원형 원반임을 나타냅니다.또한 원반 중앙에는 80AU 이상의 반지름을 가진 구멍이 있습니다.[87]

베가 주변에서 적외선 초과 현상이 발견된 이후, 먼지 방출로 인한 유사한 이상 현상을 보이는 다른 별들이 발견되었습니다.2002년 현재, 이 별들 중 약 400개가 발견되었고, 이 별들은 "베가와 비슷한" 또는 "베가과잉" 별들로 불리게 되었습니다.이것들이 태양계의 기원에 대한 단서를 제공할 수도 있다고 믿어집니다.[24]

부스러기 디스크

2005년까지 스피처 우주 망원경은 베가 주변 먼지의 고해상도 적외선 이미지를 만들었습니다.24 μm 파장에서 43 ″(330 AU), 70 μm에서 70 ″(543 AU), 160 μm에서 105 ″(815 AU)까지 확장되는 것으로 나타났습니다.이 훨씬 더 넓은 원반은 원형이며 덩어리가 없는 것으로 밝혀졌으며 먼지 입자의 크기는 1-50 μm에 이릅니다.이 먼지의 총 질량은 지구 질량의 3배 10배−3(소행성대의 약 7.5배)입니다.먼지를 생성하기 위해서는 태양 주위의 카이퍼 벨트에 해당하는 집단의 소행성들 간의 충돌이 필요합니다.따라서 먼지는 이전에 생각했던 것처럼 원시 행성계 원반이 아니라 베가 주변의 잔해 원반에 의해 생성될 가능성이 더 높습니다.[23]

베가 주변의 먼지 고리에 원인이 되었을 수도 있는 최근의 왜행성 크기의 거대한 충돌에 대한 아티스트의 개념

파편 원반의 안쪽 경계는 11 ″±2 ″ 또는 70–100 AU로 추정되었습니다.먼지 원반은 베가의 복사압이 더 큰 물체들의 충돌로 인한 파편들을 바깥쪽으로 밀어내면서 생성됩니다.그러나 베가의 일생 동안 관측된 먼지의 양을 지속적으로 생성하기 위해서는 목성의 수백 배에 달하는 막대한 시작 질량이 필요합니다.따라서 이 혜성은 비교적 최근에 중간 크기(또는 더 큰)의 혜성이나 소행성이 부서진 결과로 생성되었을 가능성이 더 높으며, 이 혜성은 작은 구성 요소들과 다른 천체들 사이의 충돌로 인해 더욱 분열되었습니다.이 먼지 원반은 항성 나이의 시간 척도로 비교적 젊을 것이고, 다른 충돌 사건이 더 많은 먼지를 공급하지 않는 한 결국 제거될 것입니다.[23]

2001년[88] 데이비드 시아르디(David Ciardi)와 제라드 반 벨(Gerard van Belle)에 의한 팔로마 시험대 간섭계(Palomar Testbed Interferometer)로 처음 관측된 후 2006년 윌슨 산의 CHARA 배열과 2011년 홉킨스 산의 적외선 광학 망원경 배열로 확인된 관측 결과 [89]베가 주변에 먼지 띠가 있다는 증거가 밝혀졌습니다.항성으로부터 8 AU 이내에서 시작되는 이 외각 먼지는 계 내의 동적 섭동의 증거일 수 있습니다.[90]이것은 혜성이나 유성의 강력한 폭격에 의한 것일 수도 있고, 행성계의 존재에 대한 증거일 수도 있습니다.[91]

행성 가능성

1997년 제임스 클러크 맥스웰 망원경에서 관측한 결과 베가 북동쪽으로 ″ 9도(70 AU)에서 정점을 찍은 "길게 밝은 중심 지역"이 밝혀졌습니다.이것은 행성에 의한 먼지 원반의 섭동 또는 먼지로 둘러싸인 궤도를 도는 물체로 가설이 세워졌습니다.그러나 켁 망원경의 이미지는 목성의 12배가 넘는 질량을 가진 물체에 해당하는 16등급 이하의 동반자를 배제했습니다.[92]하와이와 UCLA의 공동 천문 센터의 천문학자들은 이 이미지가 아직도 형성 중인 행성계를 나타낼 수도 있다고 제안했습니다.[93]

행성의 성질을 결정하는 것은 간단하지 않습니다; 2002년의 한 논문은 이 덩어리들이 별난 궤도에 있는 대략 목성 질량의 행성에 의해 생긴다고 가정했습니다.먼지는 이 행성과 평균 운동 공명을 갖는 궤도에 모이게 되며, 궤도 주기는 행성의 주기와 함께 정수 분율을 형성하여 결과적으로 뭉침을 생성합니다.[94]

베가 주변 행성에 대한 예술가의 느낌

2003년에는 해왕성 질량 정도의 행성이 5천 6백만 년 동안 40에서 65 AU까지 이동하여 [95]베가에 가까운 더 작은 암석 행성을 형성할 수 있을 만큼 충분히 큰 궤도를 가지고 있기 때문에 이러한 덩어리들이 발생할 수 있다는 가설이 제기되었습니다.이 행성의 이동은 더 작은 궤도에 있는 두 번째 질량이 큰 행성과의 중력적 상호작용을 필요로 할 것입니다.[96]

2005년 하와이에 있는 스바루 망원경의 코로나그래프를 이용하여 천문학자들은 베가 주위를 도는 행성의 크기를 목성 질량의 5배에서 10배 이하로 제한할 수 있었습니다.[97]파편 원반의 뭉침 가능성에 대한 문제는 2007년에 고원 드 뷰르 간섭계의 더 새롭고 더 민감한 장치를 사용하여 다시 논의되었습니다.관측 결과 파편 고리가 매끄럽고 대칭적인 것으로 나타났습니다.앞서 보고된 폭발물에 대한 증거는 발견되지 않았으며, 이 가설로 추정되는 거대 행성에 의문을 제기했습니다.[98]Hughes et al. (2012)[99]과 Hershel 우주 망원경의 후속 관찰에서 매끄러운 구조가 확인되었습니다.[100]

베가 주변에서 행성이 아직 직접 관측되지는 않았지만, 행성계의 존재를 아직 배제할 수는 없습니다.따라서 항성에 더 가까운 궤도를 도는 더 작은 지구형 행성들이 존재할 수 있습니다.베가 주위를 도는 행성 궤도의 기울기는 이 별의 적도면에 가깝게 정렬되어 있을 가능성이 높습니다.[101]

베가 주변에 있는 가상의 행성에 있는 관측자의 관점에서 볼 때, 태양은 콜롬비아자리에 있는 희미한 4.3 등급의 별처럼 보일 것입니다.[note 5]

2021년 베가의 10년 스펙트럼을 분석한 논문에서 베가 주변에서 후보 2.43일 신호를 발견했는데, 통계적으로 위양성일 확률은 1%에 불과할 것으로 추정되었습니다.[25]저자들은 신호의 진폭을 고려할 때 최소 질량을 지구 질량 21.9±5.1로 추정했지만, 베가 자체가 지구의 관점에서 6.2° 밖에 되지 않는 매우 비스듬한 회전을 고려할 때 행성 또한 이 평면에 정렬되어 실제 질량은 203±47개가 될 수 있습니다.[25]연구원들은 또한 지구 질량 80±21 (6.2° 경사에서 740±190)로 해석될 수 있는 희미한 196.4+1.6-1
.9일 신호를 감지했지만, 이용 가능한 데이터가 있는 실제 신호라고 주장하기에는 너무 희미합니다.[25]

어원과 문화적 의미

참고 항목:여름의 삼각형, 점성술에서의 별들 § 베가 그리고 소설에서의 베가

알 아크사시 알 무아케트 별 목록에 등장하는 아랍어 용어 알 네스르 알 와키 النسر الواقع에서 유래된 것으로 추정되며, 라틴어로 "떨어지는 독수리/독수리"라고 번역되었습니다.별자리는 고대 이집트에서는 독수리로,[103] 고대 인도에서는 독수리로 표현되었습니다.[104][105]아랍어 이름은 알폰소 10세의 명령에 의해 1215년에서 1270년 사이에 작성된 알폰소 테이블에 서양에 등장했습니다.[106][107]영국과 서유럽의 중세 아스트롤라베는 Wega와 Alvaca라는 이름을 사용했고, 그것과 Altair를 새로 묘사했습니다.[108]

북부 폴리네시아 사람들 사이에서, 베가는 해의 별인 후테 타우로 알려져 있었습니다.역사적인 기간 동안 그것은 땅이 심어질 준비가 되는 새해의 시작을 나타냅니다.결국 이 기능은 플레이아데스인들에 의해 표시되었습니다.[109]

아시리아인들은 이 극성을 다얀사메(Dayan-same)라고 이름 지었고, 아카드어로는 티르안나(Tir-anna)를 "천국의 삶"이라고 이름 지었습니다.바빌로니아 천문학에서 베가는 "빛의 메신저"인 딜간이라는 이름의 별들 중 하나였을 것입니다.고대 그리스인들에게, 리라 별자리는 오르페우스의 하프로부터 형성되었고, 베가를 손잡이로 삼았습니다.[16]로마제국에서 가을의 시작은 베가가 지평선 아래로 설정된 시간에 근거했습니다.[15]

중국어로 ī(Zh ǚ N 織女)는 베가, ε 라이래, ζ 라이래로 이루어진 성단을 말합니다.따라서 베가의 중국식 이름은 織女一(Zh ī ī, 영어: 직조 소녀의 첫 번째 별)입니다.중국 신화에는 니울랑(牛郎, 알타이르)과 그의 두 자녀(β 아퀼래, γ 아퀼래)가 어머니 지누(織女, 불이 켜짐)와 헤어지는 치시(七夕)의 사랑 이야기가 있습니다."직물 소녀", 베가)는 강 저편 은하수에 있습니다.[112]그러나 매년 음력 7월 7일의 어느 날, 까치들이 다리를 만들어 니울랑과 지뉴가 다시 함께 짧은 만남을 가질 수 있도록 합니다.베가가 오리히메(오리히메)로 알려진 일본의 다나바타 축제도 이 전설에 바탕을 두고 있습니다.[113]

조로아스터교에서 베가는 때때로 "정복자"를 의미하는 작은 신성인 바난트와 연관됩니다.[114]

오스트레일리아 빅토리아주 북서부의 부롱 원주민들은 그 이름을 "날아다니는 대출"[115]인 Neilloan이라고 지었습니다.[116]

슈리 크리슈나는 스리마드 바가바탐에서 아르주나에게 낙샤트라 중에 아브히지트가 있다고 말하고 있는데, 이것은 이 낙샤트라의 상서로움을 나타내는 말입니다.[117]

중세 점성가들은 베가를 베헤니아의 별들[118] 중 하나로 꼽았고, 그것을 크리솔라이트와 겨울의 감칠맛과 연관시켰습니다.Cornelius Agrippa는 아랍어 이름을 라틴어로 번역한 Vultur cadens 아래에 kabbalist 부호를 나열했습니다.[119]중세의 별 차트에는 이 별에 대해 와기, 바기, 베카라는 대체 이름도 나와 있습니다.[31]

W. H. 오든의 1933년 시 "여름밤(Geoffrey Hoyland에게)"[120]은 "잔디밭 밖에서 나는 침대에 눕는다,/베가 눈에 띄는 머리 위에"라는 커플렛으로 유명하게 시작합니다.

베가는 1954년부터 프랑스의 파셀 베가 라인과 함께 이름을 딴 자동차를 가진 최초의 스타가 되었고, 이후 미국에서는 1971년에 쉐보레가 베가를 출시했습니다.[121]베가의 이름을 딴 다른 차량으로는 ESA의 베가 발사 시스템과[122] 록히드 베가 항공기가 있습니다.[123]

메모들

  1. ^ 베가의 빠른 회전으로 인해 극지 온도는 적도보다 약 2,000 K 높습니다.
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    M = -2.5 log L/L☉ + 4.74,
    여기서 M은bol 볼로메트릭 등급, L은 항성의 광도, 그리고L☉ 태양 광도입니다.±0.03의 Mbol 변화는 다음을 제공합니다.
    M - M = 0.03 = 2.5 log L/L
    위해서
    L/L = 10 ≈ 1.028,
    또는 ±2.8%의 광도 변화.
  3. ^ -0.5의 금속성의 경우, 태양에 대한 금속의 비율은 다음과 같습니다.
    - }= 입니다
    참조:
  4. ^ 은하 좌표계의 공간 속도 성분은 U = -10.7±3.5, V = -8.0±2.4, W = -9.7±3.0 km/s입니다.UVW는 직교 좌표계이므로 유클리드 거리 공식이 적용됩니다.따라서, 순 속도는
    참조:
  5. ^ 태양은 콜롬비아 서쪽에 있는 α = 6 36 56.3364, δ = -38° 47' 01.291 ″에서 베가와 정반대의 좌표로 나타납니다.

    시각적 크기는 = v- - m = - π ⇒ - -(x ⁡ )= - ) =
    참조:
  6. ^ 즉, 날개를 접은 채 땅 위의 독수리(에드워드 윌리엄 레인, 아랍어-영어 어휘).

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