Wega

Stern Wega (α Lyrae)
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Position von Wega im Sternbild Leier
AladinLite
Beobachtungsdaten Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0
Sternbild	Leier
Rektaszension	18h 36m 56,336s [1]
Deklination	+38° 47′ 01,29″ [1]
Winkelausdehnung	{{{Winkel}}} mas
Bekannte Exoplaneten	{{{Planeten}}}
Helligkeiten
Scheinbare Helligkeit	mag[1]
Helligkeit (U-Band)	0,03 mag[2]
Helligkeit (B-Band)	0,03 mag[2]
Helligkeit (V-Band)	0,03 mag[2]
Helligkeit (R-Band)	0,07 mag[2]
Helligkeit (I-Band)	0,10 mag[2]
Helligkeit (J-Band)	(−0,177 ± 0,206) mag[2]
Helligkeit (H-Band)	(−0,029 ± 0,146) mag[2]
Helligkeit (K-Band)	(0,129 ± 0,186) mag[2]
G-Band-Magnitude	mag
Spektrum und Indices
Veränderlicher Sterntyp	Delta-Scuti-Stern
B−V-Farbindex	+0,00[3]
U−B-Farbindex	−0,01[3]
R−I-Index	−0,03[3]
Spektralklasse	A0 V[1]
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit	(−20,6 ± 0,2) km/s[4]
Parallaxe	(130,23 ± 0,36) mas[5]
Entfernung	(25,0 ± 0,1) Lj (7,68 ± 0,02) pc [5]
Visuelle Absolute Helligkeit Mvis	+0,60 mag[Anm 1]
Bolometrische Absolute Helligkeit Mbol	{{{Absolut-bol}}} mag[Anm 1]
Eigenbewegung[5]
Rek.-Anteil:	(200,94 ± 0,32) mas/a
Dekl.-Anteil:	(286,23 ± 0,40) mas/a
Physikalische Eigenschaften
Masse	2,20 ± 0,10 M☉[6]
Radius	2,73 ± 0,01 R☉[7]
Leuchtkraft	37 ± 3 L☉[6]
Effektive Temperatur	7600 (Äquator) – 10000 (Pol) K[6]
Metallizität [Fe/H]	ca. −0,5 dex[8]
Rotationsdauer	12,5 h
Alter	(480 ± 95) · 106 a[6]
Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge
Bayer-Bezeichnung α Lyrae Flamsteed-Bezeichnung 3 Lyrae Bonner Durchmusterung BD +38° 3238 Bright-Star-Katalog HR 7001 [1] Henry-Draper-Katalog HD 172167 [2] Gliese-Katalog GJ 721 [3] Hipparcos-Katalog HIP 91262 [4] SAO-Katalog SAO 67174 [5] Tycho-Katalog TYC 3105-2070-1[6] Weitere Bezeichnungen • LTT 15486 • ADS 11510; FK5 699
Anmerkung
Wega war früher Referenzstern für Helligkeit und Fotometrie. ↑ Aus scheinbarer Helligkeit und Entfernung errechnet.

Wega, auch Vega (engl., international laut IAU, 2016), oder in der Bayer-Bezeichnung α Lyrae, ist der Hauptstern des Sternbildes Leier (Lyra). Der Name leitet sich vom arabischen Ausdruck النسر الواقع, an-nasr al-wāqiʿ ab, was in Übersetzung „herabstoßender (Adler)“ bedeutet. Der Stern ist Teil des großen Sommerdreiecks und im weißen Licht der hellste Stern des Nordhimmels. Mit seiner Magnitude von 0,0 diente er früher als Referenzstern der Helligkeitsmessung (Fotometrie). Wega befindet sich, wie auch die Sonne, in der Lokalen Flocke.

Wega bildet zusammen mit den Hauptsternen der Sternbilder Schwan und Adler das Sommerdreieck. Sie ist der fünfthellste Stern am Nachthimmel und nach Arktur der zweithellste Stern am Nordhimmel. Sie ist etwa 25 Lichtjahre von der Sonne entfernt und damit für einen Stern relativ nahe gelegen. Zusammen mit Arktur und Sirius zählt Wega zu den hellsten Sternen in der Nachbarschaft der Sonne.

Wega wurde von den Astronomen ausgiebig untersucht. Dies führte dazu, dass sie „wohl als der wichtigste Stern nach der Sonne“ gilt.^[9] Aufgrund der Präzessionsbewegung der Erde war Wega vor etwa 14.000 Jahren der Polarstern, und die Erdachse wird in etwa 12.000 Jahren wieder in Richtung Wega zeigen. Jedoch wird Wega dem Himmelspol bei weitem nicht so nahe kommen wie der derzeitige Polarstern α Ursae Minoris.

Die große Helligkeit der Wega ließ Friedrich Wilhelm Struve um 1835 vermuten, dass sie dem Sonnensystem so nahe sei, dass eine Entfernungsbestimmung möglich wäre. 1838 gelang ihm die Messung der winzigen Winkelverschiebung von nur 0,13″ und damit ein weiterer Beleg des heliozentrischen Weltbildes. Als Erstnachweis war ihm Bessel am Stern 61 Cygni um einige Monate zuvorgekommen.

Wega diente den Astronomen u. a. als Nullpunkt zur Kalibrierung der fotometrischen Helligkeitsskala (siehe auch Polsequenz). Sie war auch einer der A0V-Sterne, die aufgrund ihrer relativ konstanten Intensität im visuellen Bereich des Spektrums als Nullpunkt für die B-V- und U-B-Farbindices im Johnson-Morgan-UBV-System dienten.

Wega ist ein bläulich-weißer Hauptreihenstern, der wie alle Hauptreihensterne in seinem Kern Wasserstoff zu Helium fusioniert. Mit einem Alter zwischen 386 und 572 Millionen Jahren zählt Wega zu den noch jüngeren Sternen. Sie ist relativ arm an „Metallen“ (Elemente, die eine höhere Ordnungszahl als Helium haben).^[10] Es wird vermutet, dass Wega ein veränderlicher Stern ist, der sich periodisch sehr wenig in seiner Helligkeit ändert.^[11] Wega hat etwa die 2,2-fache Masse und die 37-fache Leuchtkraft der Sonne.

Wasserstoff wird im Innern des Sternes durch den Bethe-Weizsäcker-Zyklus (CNO-Zyklus) zu Helium fusioniert. Dieser Prozess benötigt eine Temperatur von über 16 Mio. K, welche höher ist als die Kerntemperatur der Sonne. Diese Kernfusionsreaktion ist jedoch effizienter als die Proton/Proton-Reaktion der Sonne. Im Kern ist eine Konvektionszone, die nach außen hin in eine Strahlungszone übergeht. Bei der Sonne ist das umgekehrt.^[12][13][14]

Das sichtbare Spektrum wird durch Absorptionslinien des Wasserstoffs, speziell der Linien der Balmer-Serie, dominiert.^[15][16] Die Linien der anderen Elemente sind nur schwach ausgeprägt, am ehesten sind noch jene von Magnesium, Eisen und Chrom erkennbar.^[17] Wegas Röntgenstrahlung ist sehr gering. Dies deutet an, dass ihre Korona sehr schwach ist oder gar nicht existiert.^[18]

Da Sterne mit höherer Masse ihren Wasserstoff viel schneller fusionieren als masseärmere Sterne, ist die Lebenszeit von Wega mit 1 Mrd. Jahren (entspricht etwas weniger als einem Zehntel der Lebenszeit der Sonne) entsprechend kurz.^[19] Damit hat sie schon bald die Hälfte ihrer Hauptreihenzeit hinter sich. Danach wird sie sich zu einem Roten Riesen der Spektralklasse M aufblähen, um schließlich als Weißer Zwerg zu enden.

Früher wurde angenommen, dass Wega ein langsam rotierender Stern mit recht konstanter Oberflächentemperatur sei. Nach Messungen von Peterson rotiert Wega aber sehr schnell (innerhalb 12,5 Stunden), und zwar mit 93 % der Geschwindigkeit, die den Stern zerreißen würde.^[6] Am Äquator beträgt die Umfangsgeschwindigkeit 274 km/s. Wegas Achse ist um 4,5 Grad zu unserer Beobachtungslinie geneigt, daher blickt man von der Erde aus praktisch auf einen ihrer Pole.

Untersuchungen mit dem Interferometer CHARA des Mount-Wilson-Observatorium in Kalifornien haben ergeben, dass die Photosphäre Wegas am Äquator mit 7600 K um 2400 K kühler ist als an den Polen mit 10.000 K. Ursache dafür ist die starke Abplattung von 1:4,35 unter der hohen Zentrifugalkraft: der Poldurchmesser ist um 23 % kleiner als der Äquatordurchmesser. Dadurch befindet sich die Polarregion wesentlich näher am heißen Sterninnern. Dieser Effekt wird als Schwerkraft-Abdunklung bezeichnet.

Astronomen bezeichnen Elemente, deren Ordnungszahl höher als die des Heliums ist, als „Metalle“. Die Metallizität von Wegas Photosphäre beträgt mit [M/H] = −0,5 etwa ein Drittel des Wertes der Atmosphäre der Sonne. Zum Vergleich weist Sirius mit [M/H] = +0,5 das dreifache Vorkommen von Metallen gegenüber der Sonne auf. Der Anteil der Elemente, die schwerer als Helium sind, beträgt bei der Sonne etwa: Z_Sonne = 0,0172 ± 0,002.^[20] Damit enthält Wega nur etwa 0,54 % schwerere Elemente als Helium. Wegas ungewöhnlich geringe Metallizität macht sie zu einem schwachen Lambda-Bootis-Stern (einer Gruppe von Sternen mit geringer Metallizität).^[21][22]

Es bleibt unklar, warum solche Sterne der chemisch ungewöhnlichen Spektralklasse A0-F0 existieren. Eine Möglichkeit besteht in der Diffusion oder im Materieverlust der Sterne; stellare Modelle zeigen jedoch, dass dies normalerweise nur am Ende der Phase der Wasserstofffusion auftreten würde. Andererseits könnte der Stern auch aus einer interstellaren Wolke aus Gas oder Staub entstanden sein, die ungewöhnlich arm an Metallen war.^[23]

Das beobachtete Verhältnis von Helium zu Wasserstoff liegt bei Wega bei 0,030 ± 0,005, was etwa 40 % niedriger ist als dasjenige der Sonne. Dies könnte durch das Verschwinden einer Helium-Konvektionszone nahe der Oberfläche verursacht werden. Der Energietransport wird stattdessen durch eine Strahlungszone geleistet, die eine Anomalie der Häufigkeiten durch Diffusion hervorrufen könnte.^[24]

2009 wurde von französischen Astronomen mit dem stellaren Spektropolarimeter NARVAL des Bernard-Lyot-Teleskops ein Magnetfeld nachgewiesen. Im Spektrum der Wega fanden sie den Zeeman-Effekt. Dabei werden die Spektrallinien durch den Einfluss des Magnetfeldes aufgespalten.

Die Stärke des Magnetfelds der Wega liegt mit etwa 50 Mikro-Tesla zwischen dem der Erde und dem der Sonne.^[25]

Durch Infrarotmessungen weiß man, dass es Materieansammlungen um Wega gibt. Wega war der erste Stern (1983), um den man eine Staubscheibe entdeckte.

Eines der ersten Ergebnisse des Infrared Astronomical Satellite (IRAS) war die Entdeckung einer erhöhten infraroten Strahlung von Wega. Diese Strahlung kam aus einem Bereich mit einem Radius von 10″ um den Stern. Mit der bekannten Entfernung des Sterns kommt man auf einen Radius von 80 AE. Es wird vermutet, dass diese Strahlung aus einem Bereich kommt, in dem Partikel in der Größenordnung von 1 mm schweben. Kleinere Materieteilchen würden durch den Strahlungsdruck entfernt werden oder durch den Poynting-Robertson-Effekt in den Stern fallen.^[26]

Durch die vermehrte Abstrahlung im Infrarotbereich weiß man, dass Wega von einer Gas- und Staubscheibe umgeben ist. Dieser Staub ist wahrscheinlich das Resultat von Kollisionen zwischen Objekten in einer umkreisenden Geröllscheibe. Diese ist dem Kuipergürtel im Sonnensystem ähnlich.^[27]

2003 berechneten britische Astronomen, dass die Eigenschaften dieser Scheibe vermutlich am besten durch einen Planeten, der dem Neptun ähnelt, erklärt werden können. Damit wäre das Wega-System eventuell dasjenige Sternsystem, das dem Sonnensystem am meisten ähnelt. Das Zentrum der Lebenszone von Wega liegt bei 7,1 AE. Ein Planet mit diesem Abstand würde dabei eine Umlaufzeit von 10,9 Jahren haben.^[28]

Sterne, die eine übermäßige Abstrahlung aufgrund des Staubes im Infrarotbereich des Spektrums zeigen, werden auch „Wega-artige“ Sterne genannt.^[29] Unregelmäßigkeiten in Wegas Staubscheibe könnten auch zumindest auf einen Planeten hindeuten, der eine Größe ähnlich der Jupiters aufweisen könnte.^[30][31]

Trotz intensiver Suche und vieler Vermutungen konnte bislang noch kein Planet um Wega nachgewiesen werden. Im Januar 2021 meldeten Astronomen die Entdeckung eines Planetenkandidaten in zehn Jahre umfassenden Beobachtungen der Radialgeschwindigkeit Wegas. Dieser mögliche Planet würde eine Masse von mindestens etwa 20 Erdmassen besitzen und Wega auf einer engen Umlaufbahn in nur 2,43 Tagen umkreisen. Wenn man jedoch davon ausgeht, dass er zur Erde eine ähnliche Neigung wie die Rotationsachse Wegas hat, so könnte der Planet sogar beinahe so schwer wie Jupiter sein.^[32]

Die Wega gehört zum Castor-Bewegungshaufen. Die Sterne dieser Ansammlung weisen alle die gleiche Geschwindigkeit auf und entstammen einem gemeinsamen Ursprung. Neben Wega sind noch Castor, Fomalhaut, α Cephei (Alderamin) und α Librae (Zuben-el-dschenubi) Mitglied dieses Bewegungshaufens. Sie haben alle ein ähnliches Alter.

Obwohl Wega derzeit nur der fünfthellste Stern am Himmel ist, wird sie durch ihre Eigenbewegung, die in Richtung der Sonne verläuft, mit der Zeit immer heller. In etwa 210.000 Jahren wird sie der hellste Stern am Nachthimmel sein und dies für etwa 270.000 Jahre bleiben. Die maximale scheinbare Helligkeit, die sie erreicht, wird in 290.000 Jahren bei −0,81 mag liegen.^[33]

Wega war der erste Stern (abgesehen von der Sonne), von dem eine fotografische Abbildung erstellt wurde. 1850 fertigten William Cranch Bond und John Adams Whipple am großen Fernrohr des Harvard-College-Observatoriums eine Daguerreotypie der Wega an. Sie gehörte ebenfalls zu den ersten Sternen, deren Abstände mit Hilfe des Parallaxenverfahrens bestimmt wurden und deren Spektrum ebenfalls abgelichtet wurde.

In der chinesischen Liebesgeschichte vom Kuhhirten und der Weberin, die alljährlich in China als Qixi und in Japan als Tanabata gefeiert wird, ist Wega der „Stern der Weberin“ (chinesisch 織女星 / 织女星, Pinyin Zhīnǚ Xīng, jap. shokujo-sei bzw. 織姫星, Orihime-boshi), die durch den „Himmelsfluss“ (Milchstraße) vom Kuhhirten (Altair) getrennt ist.

In zahlreichen Titeln speziell osteuropäischer Science-Fiction wird die Wega als Sehnsuchtsziel irdischer Raumfahrer oder als Sitz außerirdischer Zivilisationen thematisiert. So hat der Protagonist der Romanreihe Menschen wie Götter eine Liebesaffäre mit einem Wesen von einer Wega-Welt.

Invasion von der Wega (Originaltitel The Invaders) ist eine US-amerikanische Science-Fiction-Serie der 1960er/70er-Jahre.

In den ersten sechs Folgen der Hörspielserie Commander Perkins von 1976–78 spielt der achte Planet der Wega die Hauptwelt der Serie. Vorlage ist die Serie Perry Rhodan, in der Wega ein System von 42 Planeten besitzt und die auch den achten Planeten der Wega als eine Romangrundlage sah.

In der 16. Folge der Jan Tenner Hörspielserie von 1984 landet Jan Tenner auf dem fünften Planeten des Wega-Systems und rettet entführte Kinder.

Die männliche Hauptperson Adam Bates aus dem Roman Adam und Lisa (1986) von Myron Levoy behauptet, er stamme vom Planeten Wega X. Es ist sein Versuch, seine schlimme Kindheit zu vergessen, in der er von seinem Vater mit einer Kette misshandelt wurde.

Im 1997 verfilmten Roman Contact von Carl Sagan wird ein verschlüsseltes Radiosignal, das den Bauplan einer Transport-Maschine enthält, aus der Richtung der Wega empfangen. Die im Film von Jodie Foster gespielte Protagonistin Eleanor „Ellie“ Arroway reist mit einer nach diesem Plan gebauten Maschine zum Wega-System.

Es gibt eine im März 2011 gegründete Celestial Rock Band aus den USA mit dem Namen Signals to Vega.

Das japanische Kartenspiel Yu-gi-oh enthält eine Karte für die Wega.

• I. Ridpath, W. Tirion: Der große Kosmos-Himmelsführer, Franckh-Kosmos Verlag, 1987, ISBN 3-440-05787-9
• Sterne und Weltraum, Spektrum der Wissenschaft, Ausgabe 6/2006, Heidelberg, ISSN 0039-1263

Commons: Wega – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

• Doppelsterne im Sternbild Leier, Vega
• Spektrum.de: Sammlung von Amateuraufnahmen

1. ↑ ^{a b c} Hipparcos-Katalog (ESA 1997)
2. ↑ ^{a b c d e f g h} SIMBAD-Datenbank
3. ↑ ^{a b c} Bright Star Catalogue
4. ↑ Pulkovo radial velocities for 35493 HIP stars
5. ↑ ^{a b c} Hipparcos, the New Reduction (van Leeuwen, 2007)
6. ↑ ^{a b c d e} D. M. Peterson: "Vega is a rapidly rotating star" in Nature, 20. März 2006, arxiv:astro-ph/0603520
7. ↑ J. P. Aufdenberg, Mérand, A.; Coudé du Foresto, V.; Absil, O; Di Folco, E.; Kervella, P.; Ridgway, S. T.; Berger, D. H.; ten Brummelaar, T. A.; McAlister, H. A.; Sturmann, J.; Turner, N. H.: First Results from the CHARA Array. VII. Long-Baseline Interferometric Measurements of Vega Consistent with a Pole-On, Rapidly Rotating Star. In: The Astrophysical Journal. 645. Jahrgang, 2006, S. 664–675, doi:10.1086/504149, arxiv:astro-ph/0603327, bibcode:2006ApJ...645..664A. 
8. ↑ T. Kinman: "The determination of T_eff for metal-poor A-type stars using V and 2MASS J, H and K magnitudes" in "Astronomy and Astrophysics", September 2002, bibcode:2002A&A...391.1039K.
9. ↑ Austin F. Gulliver, Hill, Graham; Adelman, Saul J.: Vega: A rapidly rotating pole-on star. In: The Astrophysical Journal. 429. Jahrgang, Nr. 2, 1994, S. L81-L84, bibcode:1994ApJ...429L..81G. 
10. ↑ T. Kinman, Castelli, F.: The determination of T_eff for metal-poor A-type stars using V and 2MASS J, H and K magnitudes. In: Astronomy and Astrophysics. 391. Jahrgang, 2002, S. 1039–1052, bibcode:2002A&A...391.1039K. 
11. ↑ Vasil'yev I.A.: On the Variability of Vega. Commission 27 of the I.A.U., 17. März 1989, abgerufen am 30. Oktober 2007. 
12. ↑ Matthew Browning, Brun, Allan Sacha; Toomre, Juri: Simulations of core convection in rotating A-type stars: Differential rotation and overshooting. In: Astrophysical Journal. 601. Jahrgang, 2004, S. 512–529, doi:10.1086/380198. 
13. ↑ Thanu Padmanabhan: Theoretical Astrophysics. Cambridge University Press, 2002, ISBN 0-521-56241-4. 
14. ↑ Kwong-Sang Cheng: Chapter 14: Birth of Stars. In: Nature of the Universe. Honk Kong Space Museum, 2007, archiviert vom Original (nicht mehr online verfügbar) am 23. April 2012; abgerufen am 26. November 2007. 
15. ↑ Michael Richmond: The Boltzmann Equation. Rochester Institute of Technology, abgerufen am 15. November 2007. 
16. ↑ Donald D. Clayton: Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. University of Chicago Press, 1983, ISBN 0-226-10953-4. 
17. ↑ E. Michelson: The near ultraviolet stellar spectra of alpha Lyrae and beta Orionis. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 197. Jahrgang, 1981, S. 57–74, bibcode:1981MNRAS.197...57M. 
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22. ↑ H. M. Qiu, Zhao, G.; Chen, Y. Q.; Li, Z. W.: The Abundance Patterns of Sirius and Vega. In: The Astrophysical Journal. 548. Jahrgang, Nr. 2, 2001, S. 77–115, bibcode:2001ApJ...548..953Q. 
23. ↑ Peter Martinez, Koen, C.; Handler, G.; Paunzen, E.: The pulsating lambda Bootis star HD 105759. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 301. Jahrgang, Nr. 4, 1998, S. 1099–1103, bibcode:1998MNRAS.301.1099M. 
24. ↑ Saul J. Adelman, Gulliver, Austin F.: An elemental abundance analysis of the superficially normal A star VEGA. In: Astrophysical Journal, Part 1. 348. Jahrgang, 1990, S. 712–717, bibcode:1990ApJ...348..712A. 
25. ↑ Stefan Deiters: Wega hat ein Magnetfeld. astronews.com, 24. Juni 2009, abgerufen am 24. Juni 2009. 
26. ↑ D. A. Harper, Loewenstein, R. F.; Davidson, J. A.: On the nature of the material surrounding VEGA. In: Astrophysical Journal, Part 1. 285. Jahrgang, 1984, S. 808–812, bibcode:1984ApJ...285..808H. 
27. ↑ K. Y. L. Su, Rieke, G. H.; Misselt, K. A.; Stansberry, J. A.; Moro-Martin, A.; Stapelfeldt, K. R.; Werner, M. W.; Trilling, D. E.; Bendo, G. J.; Gordon, K. D.; Hines, D. C.; Wyatt, M. C.; Holland, W. S.; Marengo, M.; Megeath, S. T.; Fazio, G. G.: The Vega Debris Disk: A Surprise from Spitzer. In: The Astrophysical Journal. 628. Jahrgang, 2005, S. 487–500, doi:10.1086/430819, arxiv:astro-ph/0504086, bibcode:2005ApJ...628..487S. 
28. ↑ Vega. Sol Company, abgerufen am 24. Juni 2009 (englisch). 
29. ↑ Inseok Song, Weinberger, A. J.; Becklin, E. E.; Zuckerman, B.; Chen, C.: M-Type Vega-like Stars. In: The Astronomical Journal. 124. Jahrgang, Nr. 1, 2002, S. 514–518, bibcode:2002AJ....124..514S. 
30. ↑ D. Wilner, Holman, M.; Kuchner, M.; Ho, P.T.P.: Structure in the Dusty Debris around Vega. In: The Astrophysical Journal. 569. Jahrgang, 2002, S. L115-L119, bibcode:2002ApJ...569L.115W. 
31. ↑ M. Wyatt: Resonant Trapping of Planetesimals by Planet Migration: Debris Disk Clumps and Vega's Similarity to the Solar System. In: The Astrophysical Journal. 598. Jahrgang, 2002, S. 1321–1340, bibcode:2003ApJ...598.1321W. 
32. ↑ Spencer A. Hurt, Samuel N. Quinn, David W. Latham, Andrew Vanderburg, Gilbert A. Esquerdo, Michael L. Calkins, Perry Berlind, Ruth Angus, Christian A. Latham, George Zhou: A decade of radial-velocity monitoring of Vega and new limits on the presence of planets. In: The Astronomical Journal. Band 161, Nr. 4, 21. Januar 2021, doi:10.3847/1538-3881/abdec8, arxiv:2101.08801. 
33. ↑ Sky and Telescope, April 1998.