ベガ

ベガは、北天の星座であること座で最も明るい星です。バイエル記号はα Lyraeで、ラテン語ではAlpha Lyrae、略称はAlpha Lyrまたはα Lyrです。この星は太陽系に比較的近く、太陽からわずか25光年（7.7パーセク）しか離れておらず、太陽の近傍で最も明るい星の1つであり、太陽に近いどの星よりも本来的に明るい星です。夜空で5番目に明るい星であり、北天ではアークトゥルスに次いで2番目に明るい星です。

ベガは天文学者によって広範囲に研究されており、「太陽に次いで空で最も重要な星」と称されるに至った。^{[ 19 ]}ベガは紀元前12000年頃に北極星であり、赤緯が+84 ° 14 ′で北極から6度未満となる紀元前13724年頃に再び北極星となる。 ^{[ 20 ]}ベガは太陽以外の星で初めて画像とスペクトルが撮影された星である。^{[ 21 ] [ 22 ]}視差測定によって距離が推定された最初の星の1つである。ベガは測光輝度スケールの較正の基準として機能し、 UBV測光システムのゼロ点を定義するために使用された星の1つである。 

ベガは太陽の約10分の1の年齢ですが、質量は太陽の2.1倍なので、予想される寿命も太陽の10分の1です。どちらの星も現在、主系列星としての寿命の中間点に近づいています。太陽と比較すると、ベガはヘリウムより重い元素の存在量が少ないです。^{[ 14 ]}ベガは変光星でもあります。つまり、明るさが変動する星です。ベガは高速で回転しており、その速度は赤道では236  km/sの速度です。これにより遠心力の影響で赤道が外側に膨らみ、その結果、星の光球全体で温度変化が生じ、極で最大になります。地球から見ると、ベガはこれらの極の1つの方向から観測されます。^{[ 23 ]}

予想よりも多くの赤外線放射の観測に基づくと、ベガには周星円盤の塵があるようです。この塵は、太陽系のカイパーベルトに類似した、周回するデブリ円盤内の天体間の衝突の結果である可能性が高いです。^{[ 24 ]}塵の放出による赤外線過剰を示す星は、ベガ型星と呼ばれます。^{[ 25 ]}ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡による観測では、円盤は非常に滑らかで、巨大惑星による形状の証拠は見られませんが、^{[ 26 ]}星の近くに1つ以上の海王星質量の惑星が存在する可能性があるという証拠がいくつかあります。^{[ 27 ] [ 26 ]}

α Lyrae (ラテン語化されてAlpha Lyrae ) は、この星のバイエル記号です。伝統的な名前Vega (以前はWega ^{[ 16 ]} ) は、アラビア語のwāqi' (アラビア語: واقع ) をan-nasr al-wāqi' (アラビア語: النّسر الْواقع )、「落下する鷲」て大まかに音訳^{したものです。 [ 28 ]} 2016 年、国際天文学連合(IAU) は、星の固有名詞をカタログ化して標準化するために、星名作業部会(WGSN) ^{[ 29 ]}を組織しました。WGSN の 2016 年 7 月の最初の速報^{[ 30 ]}には、WGSN によって承認された最初の 2 バッチの名前の表が含まれており、その中にこの星のVegaが含まれていました。現在、 IAU星名カタログにそのように登録されている。 ^{[ 31 ]}

北半球の夏の夕方には、北緯中緯度ではベガが天頂 付近によく見られます。^{[ 32 ]}南半球の冬の間は、南緯中緯度では北の地平線近くに低く見えます。赤緯が+3​​8.78°のベガは、南緯51°より北の緯度でしか見ることができません。そのため、南極大陸や南米最南端、チリのプンタ・アレーナス（南緯53°）などでは、ベガは全く昇りません。北緯51°より北の緯度では、ベガは周極星として地平線上にずっと留まります。7月1日頃、ベガは子午線を横切るときに真夜中の南中を迎えます。[33] 対照的に、北緯51 °から見ると、 12月^31日/ 1月1日の真夜中にベガは急降下して真北の地平線にキスをします。

毎晩、地球の自転に伴い星の位置が変化するように見える。しかし、星が地球の自転軸上にある場合、その星は同じ位置に留まるため、北極星と呼ばれる。地球の自転軸の方向は、歳差運動と呼ばれる過程を経て、時間の経過とともに徐々に変化する。歳差運動の完全な周期は 25,770 年かかる^{[ 34 ]。}その間、地球の自転軸は、いくつかの目立つ星の近くを通過する天球上の円軌道を描く。現在の北極星はポラリスだが、紀元前 12,000 年頃には、北極はベガからわずか 5 度離れた位置を指していた。歳差運動により、北極は紀元 14,000 年頃に再びベガの近くを通過する^{[ 35 ]} 。ベガは、連続する北極星の中で最も明るい。^{[ 16 ]} 210,000年後、ベガは夜空で最も明るい星となり、 ^{[ 36 ]} 290,000年後には見かけの等級が-0.81で明るさがピークに達するでしょう。 ^{[ 36 ]}

この星は、ベガと、わし座の1等星アルタイル、はくちょう座のデネブからなる、広く離れた星群である夏の大三角の頂点に位置しています。^{[ 32 ]}この星群は、おおよそ直角三角形の形をしており、ベガはその直角に位置しています。夏の大三角は、その周辺に明るい星がほとんどないため、北の空で容易に識別できます。^{[ 37 ]}

天体写真、つまり天体の写真撮影は、1840年にジョン・ウィリアム・ドレイパーがダゲレオタイプ法で月の画像を撮影したことから始まった。1850年7月17日、ベガは（太陽以外で）初めて写真に撮られた星となり、ハーバード大学天文台でウィリアム・ボンドとジョン・アダムズ・ウィップルがダゲレオタイプ法で撮影した。^{[ 16 ] [ 21 ] [ 38 ]} 1872年8月、ヘンリー・ドレイパーはベガのスペクトルの写真を撮影した。これは吸収線を示す星のスペクトルの最初の写真である。^{[ 22 ]}同様の線はすでに太陽のスペクトルで確認されていた。 ^{[ 39 ]} 1879年、ウィリアム・ハギンズはベガと類似の星のスペクトルの写真を使用して、この星のカテゴリーに共通する12本の「非常に強い線」のセットを特定した。これらは後に水素バルマー系列の線であることが確認された。^{[ 40 ]} 1943年以来、この星のスペクトルは他の星を分類するための安定した基準点の1つとして機能している。^{[ 41 ]}

ベガまでの距離は、地球が太陽の周りを公転する際に背景の星々に対する視差の変化を測定することによって決定できます。ジュゼッペ・カランドレッリは1805年から1806年にかけて恒星の視差に注目し、この星に対して4秒という値を算出しましたが、これは大幅な過大評価でした。^{[ 42 ]} 星の視差を最初に発表したのはフリードリヒ・G・W・フォン・シュトルーヴェで、彼は0.125秒角という値を発表しました。0.125″）ベガの場合。^{[ 43 ]}フリードリヒ・ベッセルはストルーベのデータに懐疑的で、ベッセルが星系61 Cygniの視差を0.314″と発表すると、ストルーベはベガの視差の値を元の推定値のほぼ2倍に修正した。この変更により、ストルーベのデータに対する疑念がさらに深まった。そのため、ストルーベを含む当時のほとんどの天文学者は、ベッセルが最初に発表された視差の結果であると認めた。しかし、ストルーベの最初の結果は、ヒッパルコス天体観測衛星によって決定された現在受け入れられている値0.129″に実際には近いものであった。^{[ 44 ] [ 45 ] [ 4 ] [ 46 ] [ 47 ]}

地球から見た星の明るさは、標準化された対数スケールで測定されます。この見かけの等級は、星の明るさが増すにつれて値が減少する数値です。肉眼で見える最も暗い星は6等級で、夜空で最も明るいシリウスは-1.46等級です。等級スケールを標準化するために、天文学者はベガといくつかの類似した星を選び、それらの明るさを平均して、すべての波長で等級ゼロを表すようにしました。そのため、長年にわたり、ベガは絶対測光明るさスケールの較正の基準として使用されていました。^{[ 48 ]}しかし、現在では見かけの等級ゼロ点は特定の数値で指定されたフラックスで定義されるのが一般的であるため、これはもはや当てはまりません。ベガは較正に常に利用できるとは限らず、明るさも変化するため、この方法は天文学者にとってより便利です。^{[ 49 ]}

UBV測光システムは、紫外線、青色、黄色のフィルターを通して恒星の等級を測定し、それぞれU、B、V値を生成します。ベガは、1950年代にこの測光システムが導入された際に、初期平均値を設定するために使用された6つのA0V星の1つです。これら6つの星の平均等級は、 U − B = B − V =  0と定義されました。事実上、等級スケールは、これらの星の等級が電磁スペクトルの黄色、青色、紫外線の部分で同じになるように較正されています。^{[ 50 ]}したがって、ベガは可視領域（波長範囲350～850ナノメートル、そのほとんどは人間の目で見ることができる）で比較的平坦な電磁スペクトルを持ち、フラックス密度はほぼ等しくなります。2,000～4,000 Jy 。^{[ 51 ]}しかし、ベガのフラックス密度は赤外線で急速に低下し、100  Jyで5マイクロメートル 。^{[ 52 ]}

1930年代に行われたベガの測光測定では、この星は±0.03等級（光度約±2.8% ^{[注1 ]}）程度の小さな等級変動を示したように見えた。この変動範囲は当時の観測能力の限界に近かったため、ベガの変動については議論が続いていた。1981年にデビッド・ダンラップ天文台でベガの等級が再び測定され、わずかな変動が示された。そのため、ベガはデルタ・スクティ型変光星に伴う時折の低振幅脈動を示していると示唆された。^{[ 53 ]}これは、恒星の光度に周期的な脈動をもたらす、一貫性のある振動をする星のカテゴリーである。^{[ 54 ]}ベガはこの種の変光星の物理的特徴に合致しているが、他の観測者はそのような変動を発見していない。そのため、この変動は測定における系統誤差の結果である可能性が考えられた。^{[ 55 ] [ 56 ]}しかし、2007年の論文ではこれらの結果やその他の結果を調査して、「前述の結果を保守的に分析すると、ベガは1～2％の範囲で変動する可能性が非常に高く、平均から最大4％まで時折変動する可能性がある」と結論付けている。^{[ 57 ]}また、2011年の論文では、「ベガの長期（年単位）変動性が確認された」と断言している。^{[ 58 ]}

ベガは、1979年にホワイトサンズミサイル射場からエアロビー350に搭載されたイメージングX線望遠鏡で観測され、太陽の外側でX線放射星として知られている最初の単独主系列星となった。^{[ 59 ]} 1983年には、ベガは塵の円盤を持つ最初の星として発見された。赤外線天文衛星（IRAS）は、この星から放出される過剰な赤外線放射を発見し、これは星によって加熱された周回塵から放出されるエネルギーによるものとされた。^{[ 60 ]}

ベガのスペクトル型はA0Vで、中心部で水素をヘリウムに核融合させている青みがかった白色の主系列星です。質量が大きい星は小さい星よりも核融合燃料を早く消費するため、ベガの主系列星としての寿命は約10億年で、太陽の10分の1です。^{[ 61 ]}この星の現在の年齢は約7億年で、^{[ 12 ]}予想される主系列星としての寿命の約半分です。主系列星を離れると、ベガはM型赤色巨星になり、質量の大部分を放出し、最終的に白色矮星になります。現在、ベガの質量は太陽の2倍以上^{[ 23 ]}で、全光度は太陽の約40倍です。ベガは急速に自転しており、約16.5時間ごとに1回転し、^{[ 15 ]}ほぼ真上から観測されるため、全体的に同じ明るさであると仮定して計算した見かけの光度は、太陽の約57倍である。^{[ 13 ]}ベガが変光星であれば、周期が約0.107日のデルタ・スクティ型である可能性がある。^{[ 53 ]}  

ベガの中心部で生成されるエネルギーの大部分は、炭素-窒素-酸素サイクル（CNOサイクル）によって生成されます。これは、陽子を炭素、窒素、酸素の中間核を介して結合させてヘリウム原子核を形成する核融合プロセスです。このプロセスは約1700万Kの温度で支配的になります^{[ 62 ]}。これは太陽の中心部の温度よりわずかに高いですが、太陽の陽子-陽子連鎖核融合反応よりも効率は劣ります。CNOサイクルは温度に非常に敏感であるため、中心部の周りに対流層が形成され^{[ 63 ]}、核融合反応による「灰」が中心部領域内に均等に分布します。上空の大気は放射平衡状態にあります。これは、中心部を中心とした放射層と、その上空に対流層を持つ太陽とは対照的です^{[ 64 ] 。}  

ベガからのエネルギー束は、標準光源と比較して精密に測定された。5,480  Åでは、フラックス密度は 誤差範囲 2% で3,650 Jy 。 ^{[ 65 ]}ベガの可視スペクトルは水素の吸収線が支配的であり、特に電子が主量子数n=2 にある水素バルマー系列が支配的である。^{[ 66 ] [ 67 ]}他の元素の線は比較的弱く、最も強いのは電離マグネシウム、鉄、クロムである。^{[ 68 ]}ベガからのX線放射は非常に低く、この星のコロナは非常に弱いか存在しないことを示している。^{[ 69 ]}しかし、ベガの極は地球に面しており、極コロナホールが存在する可能性があるため、^{[ 59 ] [ 70 ]}コロナがベガ (またはベガの非常に近い領域) から検出された X 線の発生源である可能性が高いことを確認することは困難かもしれない。なぜなら、コロナ X 線のほとんどは視線に沿って放出されないからである。^{[ 70 ] [ 71 ]}

ピク・デュ・ミディ天文台の天文学者チームは、分光偏光法を用いてベガの表面に磁場を検出した。これは、化学的に特異なAp型星ではないスペクトル型A星における磁場の初めての検出である。この磁場の視線方向の平均成分の強度は−0.6 ± 0.3ガウス (G)。^{[ 72 ]}これは太陽の平均磁場に匹敵する。^{[ 73 ]}ベガの磁場は約 30 G と報告されているが、太陽の磁場は約 1 G である。^{[ 59 ]} 2015 年に、この星の表面に明るい星黒点が検出された。これは通常のA 型星としては初めての検出であり、これらの特徴は0.68 日の周期で自転変調 の証拠を示している。^{[ 74 ]}

回転

ベガの自転周期は16.3時間で^{[ 15 ]} 、太陽の自転周期よりはるかに速いが、木星や土星の自転周期と似ており、わずかに遅い。そのため、ベガはこれら2つの惑星のようにかなり扁平である。

ベガの半径を干渉計で高精度に測定したところ、予想外に大きな推定値が得られました。太陽の半径の2.73 ± 0.01倍。^{[ 13 ]}これは恒星シリウスの半径より 60% 大きいが、恒星モデルでは約 12% 大きいだけと示されていた。しかし、この矛盾は、ベガが回転極の方向から観測されている高速回転星であると仮定すれば説明できる。2005 ～2006 年のCHARA アレイによる観測でこの推論が確認された。^{[ 13 ]}

ベガの極（回転軸）は、地球への視線方向から5度以内しか傾いていない。ベガの回転速度の推定値の上限は 赤道に沿って236.2 ± 3.7 km/s ^{[ 75 ] という}速度で回転しており、これはベガがほぼ極方向から観測されているため、観測された（つまり投影された）回転速度よりもはるかに速い。これは、遠心力の影響で星が崩壊し始める速度の88%に相当する。^{[ 75 ]}ベガのこの高速回転により、赤道が著しく膨らむため、赤道の半径は極半径よりも19%大きく、太陽系で最も扁平な惑星である土星の11%弱と比べて大きい。この星の測定された極半径は太陽半径の2.418倍、一方赤道半径は2.726太陽半径。^{[ 12 ]}地球から見ると、この膨らみは極の方向から観測されているため、半径の推定値が実際よりも大きくなっています。

極における局所的な表面重力は赤道における重力よりも大きいため、恒星の有効温度に変化が生じる。極の温度は 赤道付近の気温は約10,000 Kであるのに対し、8,152  K。^{[ 75} ]極と赤道の間のこの大きな温度差は、強い重力減光効果を生み出します^。極から見ると、これは球対称の星で通常予想されるよりも暗い（強度の低い）縁をもたらします。温度勾配はまた、ベガの赤道付近に対流層があることを意味している可能性があり、^{[ 13 ] [ 76 ]}一方、大気の残りの部分はほぼ純粋な放射平衡状態にあると考えられます。^{[ 77 ]}フォン・ツァ​​イペルの定理により、局所的な光度は極で高くなります。その結果、ベガをほぼ極からではなく赤道面に沿って見た場合、全体の明るさは低くなります。

ベガは長らく望遠鏡の較正のための標準星として使われてきたため、高速回転しているという発見は、球対称であるという前提に基づいていたいくつかの基本的な仮定に疑問を投げかける可能性がある。ベガの視角と回転速度がよりよくわかるようになったことで、機器の較正精度が向上するだろう。^{[ 78 ]}

ベガという名前は、アル・アクサシ・アル・ムアケット星表に登場したアラビア語のAl Nesr al Waki النسر الواقعに由来すると考えられており、ラテン語ではVultur Cadens、「落下する鷲/ハゲワシ」と訳された。 ^{[ 109 ] [注5 ]}この星座は古代エジプトではハゲワシとして、^{[ 110 ]}古代インドでは鷲またはハゲワシとして表された。^{[ 111 ] [ 112 ]}その後、アラビア語の名前は、アルフォンソ10世の命令により1215年から1270年の間に作成されたアルフォンソ表に西洋世界に登場した。^{[ 113 ] [ 114 ]}中世のイングランドと西ヨーロッパのアストロラーベでは、Wega と Alvaca という名前が使われ、ベガとアルタイルは鳥として描かれていた。^{[ 115 ]}

北ポリネシアの人々の間では、ベガはウェトゥ・オ・テ・タウ、つまり年の星として知られていました。歴史のある時期には、ベガは彼らの新年の始まりを示し、その時期には植え付けのために地面が準備されました。やがてこの機能はプレアデス星団によって示されるようになりました。^{[ 116 ]}ハワイ語ではケホオエアと呼ばれ、ハワイ先住民文化では天体は空の位置によって異なる名前を持つことがあるため、カホエオア、カホエア、ケオエとも呼ばれます。^{[ 117 ]}

アッシリア人はこの北極星を「天の審判者」ダヤンサメと名付け、アッカド語では「天の生命」ティルアンナと名付けた。バビロニア天文学では、ベガは「光の使者」ディルガンと呼ばれる星の一つであった可能性がある。古代ギリシア人にとって、こと座はオルフェウスの竪琴から形成され、ベガはその柄であった。^{[ 17 ]}ローマ帝国では、秋の始まりはベガが地平線の下に沈む時刻に基づいていた。^{[ 16 ]}

中国語では、織女（Zhī Nǚ）は「織る少女（星群）」を意味し、ベガ、 ε こと座、ζ ¹こと座からなる星群を指します。^{[ 118 ]}そのため、ベガの中国語名は織女一（Zhī Nǚ yī、英語: the First Star of Weaving Girl）です。^{[ 119 ]}中国神話には、七夕（Qixi）の恋物語があり、牛郎（牛郎、アルタイル）と彼の2人の子供（β わし座とγ わし座）は、天の川の向こう側にいる母親の織女（織女、文字通り「織る少女」、ベガ）と離れ離れになります。^{[ 120 ]}しかし、中国の太陰太陽暦の7月7日には、年に一度、カササギが橋を架け、牛郎と織女が短い間再会できる。ベガが織姫として知られる日本の七夕祭りも、この伝説に基づいている。^{[ 121 ]}

ゾロアスター教では、ベガは時にヴァナントと関連付けられることがあり、ヴァナントは「征服者」を意味する名前を持つ下級神である。^{[ 122 ]}

オーストラリア、ビクトリア州北西部の先住民ブーロン族は、この島を^{ネイロアン}[ 123 ^{] 「}空飛ぶローン」と名付けた^{[ 124 ] 。}

ヒンドゥー教の天文学と占星術では、ヴェーガはナクシャトラ・アビジット（अभिजित）で表されます。シュリーマド・バーガヴァタムでは、シュリー・クリシュナがアルジュナに、ナクシャトラの中で自分がアビジットであると告げており、この発言はこのナクシャトラの吉兆を示しています。^{[ 125 ]}

中世の占星術師はベガをベヘニアン星の1つとして数え^{[ 126 ]} 、クリソライトやウィンターセイボリーと関連付けた。コルネリウス・アグリッパは、アラビア語名のラテン語直訳であるVultur cadensの下にそのカバラのサインを記載した^{[ 127 ]} 。中世の星図には、この星の別名としてWaghi、Vagieh、Vekaも記載されている^{[ 33 ] 。}

W・H・オーデンの1933年の詩「夏の夜（ジェフリー・ホイランドへ）」^{[ 128 ]}は、「芝生の上でベッドに横たわり、頭上にはベガが目立つ」という有名な二行連句で始まる。1997年の映画『コンタクト』では、ベガ星系が異星人との通信の発信源となっている。^{[ 129 ]}

ベガは、1954年以降フランスのファセル社がベガという車種を発売し、その名を冠した最初の恒星となった。その後、アメリカでは1971年にシボレーがベガを発売した。^{[ 130 ]}ベガにちなんで名付けられた他の乗り物には、ESAのベガ打ち上げシステム^{[ 131 ]}やロッキード社のベガ航空機^{[ 132 ]}などがある。