ベガ

ベガ
ベガの位置（丸で囲んだ部分）
観測データエポックJ2000.0      エキノックスJ2000.0
星座ライラ
発音/ ˈ v iː ɡ ə / [ 1 ] [ 2 ] [ 3 ]または/ ˈ v eɪ ɡ ə / [ 2 ]
赤経18時間36分56.33635秒[ 4 ]
赤緯+38° 47′ 01.2802″ [ 4 ]
見かけの等級 （V）+0.026 [ 5 ] (−0.02 – +0.07) [ 6 ]
特徴
進化段階主系列
スペクトル型A0Va [ 7 ]
U−B色指数0.00 [ 8 ]
B−V色指数0.00 [ 8 ]
変数型デルタ・スクティ[ 6 ]
天体測量
視線速度（R v）−13.9 ± 0.9 [ 9 ] km/s
固有運動（μ）RA:  200.94 [ 4 ]マス/年12 月:  286.23 [ 4 ]マス/年
視差（π）130.23 ± 0.36  mas [ 4 ]
距離25.04 ± 0.07 光年 (7.68 ± 0.02  pc )
絶対等級 （M V）+0.582 [ 10 ]
詳細
質量2.15+0.10 −0.15[ 11 ]  M ☉
半径2.726 ± 0.006（赤道）2.418 ± 0.008 (極性) [ 11 ]  R ☉
明るさ47.2 ± 0.2 [ 11 ]  L ☉
表面重力（log  g）4.1 ± 0.1 [ 12 ]  cgs
温度10,070 ± 90 (極)8,910 ± 130 (赤道) [ 11 ]  K
金属量[Fe/H]−0.5 [ 13 ] デックス
回転16.3 時間[ 14 ]
回転速度（v  sin  i）21.3 ± 0.2 [ 11 ]  km/s
年700+150 −75[ 11 ] ミール
その他の指定
ウェガ[ 15 ]、ルシダこと座[ 16 ]、こと座α星、こと座α星、こと座 3 座、BD +38°3238、GJ 721、HD 172167、HIP 91262、HR 7001、SAO 67174、LTT 15486 [ 17 ]
データベース参照
シンバッドデータ

ベガは、こと座（北半球）で最も明るい恒星です。バイエル記号ではα Lyrae （アルファ・ライラエ）と表記され、ラテン語ではAlpha Lyrae、略してAlpha Lyrまたはα Lyrと呼ばれます。この恒星は太陽からわずか25光年（7.7パーセク）と比較的近く、太陽近傍で最も明るい恒星の一つであり、太陽に近いどの恒星より​​も本質的に明るいです。夜空では5番目に明るい恒星であり、北半球ではアークトゥルスに次いで2番目に明るい恒星です。

ベガは天文学者によって広範囲に研究されており、「間違いなく太陽の次に重要な天体の星」と言われています。[ 18 ]ベガは紀元前12000年頃には北極星であり、13724年頃には再び北極星になります。このとき赤緯は+84° 14′となり、北極から6度未満になります。[ 19 ]ベガは、太陽以外で画像とスペクトルが撮影された最初の星です。[ 20 ] [ 21 ]ベガは、視差測定によって距離が推定された最初の星の1つです。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つでした。

ベガの年齢は太陽の約10分の1ですが、質量は太陽の2.1倍なので、その予想寿命も太陽の10分の1です。現在、両方の恒星は主系列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含有量が少ないです。[ 13 ]ベガは変光星、つまり明るさが変動する星でもあります。ベガは毎分1000回転の速度で急速に自転しています。赤道では236km/sの速度で移動する。このため、遠心力の影響で赤道が外側に膨らみ、その結果、恒星の光球面全体に温度変化が生じ、極で最大となる。地球からは、ベガはこれらの極のいずれかの方向から観測される。[ 22 ]

予想よりも多くの赤外線放射の観測に基づくと、ベガには塵の恒星周円盤があるようです。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。[ 23 ]塵の放射による赤外線超過を示す星は、ベガ型星と呼ばれます。[ 24 ]ジェイムズ・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、大質量惑星によって形作られた証拠は見られませんでしたが、[ 25 ]恒星の近くに海王星質量の惑星が1つ以上存在する可能性があるという証拠がいくつかあります。[ 26 ] [ 25 ]

命名法

ベガはこと座で最も明るい星です。

α Lyrae（ラテン語でAlpha Lyrae）は、この星のバイエル名である。伝統的な名前であるベガ（以前はウェガ[ 15 ] ）は、アラビア語「落下」または「着陸」を意味するwāqi'（アラビア語： واقع ）のゆるやかな翻字に由来し、 an-nasr al-wāqi'（アラビア語： النّسر الْواقع）、「落下する鷲」という語句を介したものである。 [ 27 ] 2016年、国際天文学連合（IAU）は、星の名前に関する作業部会（WGSN） [ 28 ]を組織し、星の固有名詞をカタログ化し標準化した。2016年7月のWGSNの最初の速報[ 29 ]には、WGSNが承認した最初の2回分の命名の表が掲載され、この星にはベガも含まれていた。この星は現在、 IAUの星名カタログに登録されている。 [ 30 ]

観察

夏の大三角
西暦13727年頃、ベガが北極に最も近づいたときの位置

ベガは北半球の夏の夕方、中北部の緯度で天頂 近くによく見られます。[ 31 ]中南部の緯度からは、南半球の冬には北の地平線の低い位置に見えます。赤緯+38.78°のベガは、南緯51°より北の緯度でしか見られません。そのため、南極大陸や南米の最南端、チリのプンタ・アレナス（南緯53°）などでは、どこにも昇りません。北緯51°より北の緯度では、ベガは周極星として常に地平線上に留まります。7月1日頃、ベガは真夜中の南中高となり、その時に子午線を横切ります。 [ 32 ]対照的に、ベガは12月31日/1月1日の真夜中に北緯51度から見ると急降下して真北の地平線に接する。

北緯51度から見た冬至のベガの軌道
黒い背景に北極の星々を表す小さな白い円盤があり、その上に北極の位置を時間経過とともに示す円が重ねて描かれている。
歳差運動による星々の間の北天極の軌道。ベガは下の方にある明るい星です。

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、地球の自転軸に沿って位置している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、春分点歳差運動と呼ばれるプロセスで時間の経過とともに徐々に変化する。歳差運動の完全なサイクルには 25,770 年かかり、[ 33 ]その間、地球の自転の極は天球上でいくつかの著名な星の近くを通過する円の経路をたどります。現在、北極星は北極星ですが、紀元前 12,000 年頃には、極はベガからわずか 5 度離れたところに向けられていました。歳差運動により、極は西暦 14,000 年頃に再びベガの近くを通過します[ 34 ] 。ベガは、歴代の北極星の中で最も明るい星です。[ 15 ] 21万年後にはベガは夜空で最も明るい星となり、 [ 35 ] 29万年後には明るさがピークに達し、見かけの等級は-0.81となる。[ 35 ]

この星は、夏の大三角と呼ばれる、間隔の広い星座の頂点に位置します。夏の大三角は、ベガと、わし座の2つの一等星アルタイル、そして白鳥座のデネブで構成されています。[ 31 ]この星座はほぼ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、その周囲に他の明るい星がほとんどないため、北の空でよく見られます。[ 36 ]

観察履歴

1850年7月16日から17日の夜、ホイップルとボンドは星（ベガ）の最初のダゲレオタイプ写真を撮影した。

天体写真術、すなわち天体の写真撮影は、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を用いて月の画像を撮影したときに始まりました。1850年7月17日、ベガは、ハーバード大学天文台のウィリアム・ボンドとジョン・アダムス・ウィップルによって、やはりダゲレオタイプを用いて撮影され、太陽以外で初めて写真に撮られた恒星となりました。[ 15 ] [ 20 ] [ 37 ] 1872年8月、ヘンリー・ドレイパーはベガのスペクトル写真を撮影しました。これは、星のスペクトルで吸収線を示した最初の写真でした。[ 21 ]同様の線は、太陽のスペクトルですでに特定されていました。 [ 38 ] 1879年、ウィリアム・ハギンズはベガと類似の恒星のスペクトル写真を使用して、これらは後に水素バルマー系列の線であると特定されました。[ 39 ] 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の一つとなっています。[ 40 ]

ベガまでの距離は、地球が太陽の周りを回る際に背景の星々に対する視差のずれを測定することで決定できます。ジュゼッペ・カランドレリは1805年から1806年にかけて恒星の視差に注目し、この星の視差を4秒と算出しましたが、これは明らかに過大評価でした。[ 41 ] 恒星の視差を初めて公表したのはフリードリヒ・GW・フォン・シュトルーベで、彼は0.125秒角（ベガの視差は0.125″であった。[ 42 ]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、ベッセルが白鳥座61番星系の視差を0.314″と発表すると、ストルーベはベガの視差の値を当初の推定値のほぼ2倍に修正した。この変更はストルーベのデータにさらなる疑念を投げかけた。そのため、当時のほとんどの天文学者（ストルーベも含む）は、ベッセルが最初に発表した視差の結果を信奉した。しかし、ストルーベの最初の結果は実際にはヒッパルコス天文衛星によって測定された0.129″という現在受け入れられている値に近いものであった。[ 43 ] [ 44 ] [ 46 ]

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等級ですが、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同様の星を選択し、その明るさを平均して、すべての波長で等級0を表します。このようにして、ベガは長年、絶対測光輝度スケールの較正の基準として使用されてきました。[ 47 ]しかし、見かけの等級0点は現在、特定の数値で指定されたフラックスで一般的に定義されるため、これはもはや当てはまりません。ベガは常に較正に利用できるとは限らず、明るさも変化するため、このアプローチは天文学者にとってより便利です。[ 48 ]

UBV測光システムは、紫外線、青、黄色のフィルターを通して星の等級を測定し、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ときに、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。これらの 6 つの星の平均等級は、 U − B = B − V = 0 と定義されました。実際には、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、紫外線部分で同じになるように較正されています。[ 49 ]そのため、ベガは可視領域 (その大部分が人間の目で見える波長範囲 350～850ナノメートル)で比較的平坦な電磁スペクトルを持っているため、フラックス密度はほぼ等しく、2,000～4,000  Jy . [ 50 ]しかし、ベガの磁束密度は赤外線では急激に低下し、100 Jyで5 マイクロメートル。[ 51 ]

2025年3月に撮影されたベガの写真

1930年代のベガの光度測定では、この星の等級変動は ±0.03 等級（光度約 ±2.8% [注 1 ]）と低等級であることが示された。この変動範囲は当時の観測能力の限界に近かったため、ベガの変動をめぐっては議論が続いている。ベガの等級は1981年にデビッド・ダンラップ天文台で再び測定され、若干の変動が見られた。そのため、ベガはたて座デルタ星変光星に伴う低振幅の脈動を時折見せているのではないかと示唆された。[ 52 ]これはコヒーレントに振動する星のカテゴリであり、その結果、星の光度が周期的に脈動する。[ 53 ]ベガはこのタイプの変光星の物理的プロファイルに適合しているが、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、この変動は測定の系統的誤差によるものである可能性があると考えられていた。[ 54 ] [ 55 ]しかし、2007年の論文ではこれらの結果とその他の結果を調査し、「前述の結果を保守的に分析すると、ベガの変動は1～2%の範囲で起こる可能性が高く、平均値から最大4%の逸脱が起こる可能性もある」と結論付けています。[ 56 ]また、2011年の論文では、「ベガの長期的（年ごと）な変動が確認された」と断言しています。[ 57 ]

1979年、ベガはホワイトサンズ・ミサイル実験場から打ち上げられたエアロビー350搭載のX線撮像望遠鏡によって観測され、太陽系外の単独主系列星として初めてX線放射源として観測されました。[ 58 ] 1983年、ベガは塵の円盤を持つ最初の恒星となりました。赤外線天文衛星（IRAS）は、ベガから過剰な赤外線放射が観測され、これは恒星によって加熱された周回する塵から放出されるエネルギーによるものとされました。[ 59 ]

身体的特徴

ベガのスペクトル型は A0V で、中心核で水素をヘリウムに融合している青みがかった白色の主系列星です。質量の大きい星は質量の小さい星よりも核融合燃料をより早く使い果たすため、ベガの主系列寿命は約 10 億年で、太陽の 10 分の 1 です。[ 60 ]この星の現在の年齢は約 7 億年で、[ 11 ]予想される主系列寿命の最大約半分です。主系列を離れた後、ベガは M 型の赤色巨星になり、質量の多くを失い、最終的には白色矮星になります。現在、ベガの質量は太陽の2 倍以上[ 22 ]で、放射輝度は太陽の約 40 倍です。約16.5時間ごとに1回という高速で自転しているため[ 14 ] 、ほぼ真北から見られるため、全体が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倍です[ 12 ] 。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ります[ 52 ]。

ベガの中心核で生成されるエネルギーのほとんどは、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、陽子を結合させて炭素、窒素、酸素の中間核を経てヘリウムの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[ 61 ]。これは太陽の中心核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ほど効率的ではありません。CNOサイクルは温度に非常に敏感で、その結果、中心核の周りに対流層が形成されます[ 62 ] 。これにより、核融合反応からの「灰」が中心核領域内に均等に分配されます。上部の大気は放射平衡状態にあります。これは、中心核に放射層があり、その上に対流層がある太陽とは対照的です[ 63 ] 。

ベガからのエネルギーフラックスは、標準光源に対して正確に測定されています。5,480Åの場合、磁束密度は3,650 Jy、誤差範囲 2%。[ 64 ]ベガの可視スペクトルは水素の吸収線、具体的には主量子数n = 2 の電子を持つ水素バルマー系列の吸収線が支配的である。[ 65 ] [ 66 ]他の元素の線は比較的弱く、最も強いのはイオン化したマグネシウム、鉄、クロムである。[ 67 ]ベガからのX線放射は非常に弱いため、この星のコロナは非常に弱いか存在しないことが示される。[ 68 ]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、[ 58 ] [ 69 ]ベガ（またはベガに非常に近い領域）から検出された X 線の発生源としてコロナを確認することは、ほとんどのコロナ X 線が視線に沿って放射されないため難しい可能性がある。[ 69 ] [ 70 ]

ピック・デュ・ミディ天文台の天文学者チームは、分光偏光測定法を用いて、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星における磁場の検出としては初めての事例である。この磁場の平均視線方向成分の強度は−0.6 ± 0.3ガウス (G)。[ 71 ]これは太陽の平均磁場に匹敵します。[ 72 ]ベガの磁場は約 30 G と報告されていますが、太陽では約 1 G です。[ 58 ] 2015 年には、この星の表面に明るい黒点が検出されました。これは通常のA 型星では初めての検出であり、これらの特徴は周期 0.68 日の回転変調の証拠を示しています。 [ 73 ]

回転

ベガの自転周期は16.3時間[ 14 ]で、太陽の自転周期よりもはるかに速いものの、木星や土星の自転周期とほぼ同じで、わずかに遅い。そのため、ベガはこれら2つの惑星と同様に、かなり扁平な形をしている。

干渉計で高精度にベガの半径を測定した結果、予想外に大きな値が得られた。太陽の半径の2.73 ± 0.01倍。これはシリウスの半径より60%大きいが、恒星モデルでは約12%大きいとされている。しかし、この食い違いは、ベガが高速で自転する恒星であり、その自転極の方向から観測されているとすれば説明がつく。 2005年から2006年にかけて行われたCHARAアレイによる観測で、この推論が裏付けられた。[ 12 ]

ベガ（左）と太陽（右）の大きさの比較

ベガの極（自転軸）は、地球の視線から5度以内の傾きである。ベガの自転速度の推定値の上限はベガの自転速度は赤道に沿って236.2 ± 3.7km/s [ 74 ]で、観測された（つまり予測された）自転速度よりもはるかに速い。これは、ベガがほぼ真円に近い位置にあるためである。これは、遠心力の影響で恒星が崩壊し始める速度の88%に相当する。[ 74 ]ベガのこの急速な自転は顕著な赤道隆起を生み出し、赤道半径は極半径より19%大きい。これは、太陽系で最も扁平な惑星である土星の11%弱と比較して大きい。この恒星の測定された極半径は2.418太陽半径、赤道半径は2.726太陽半径[ 11 ] 。地球から見ると、この隆起は極の方向から見られるため、半径の推定値は過度に大きくなっています。

極の局所的な表面重力は赤道よりも大きく、星全体の有効温度に変化が生じます。極温度は10,000  Kですが、赤道温度は約8,152 K。[ 74 ]極と赤道の間のこの大きな温度差は、強い重力暗化効果を生み出します。極から見ると、球対称の恒星で通常予想されるよりも暗い（低強度の）縁が生じます。温度勾配は、ベガが赤道の周りに対流層を持っていることも意味している可能性がありますが、[ 12 ] [ 75 ]大気の残りの部分はほぼ純粋な放射平衡にある可能性があります。[ 76 ]フォンツァイペルの定理によれば、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ると、全体的な明るさは低くなります。

ベガは長らく望遠鏡の較正基準星として用いられてきたため、ベガが急速に自転しているという発見は、ベガが球対称であるという前提に疑問を投げかける可能性があります。ベガの視野角と自転速度がよりよく知られるようになったことで、機器の較正精度が向上するでしょう。[ 77 ]

元素の豊富さ

天文学では、ヘリウムよりも原子番号が大きい元素は「金属」と呼ばれます。ベガの光球面の金属量は、太陽大気中の重元素の存在量の約32%に過ぎません。[注 2 ]（例えば、同様の恒星であるシリウスの金属量と太陽の3倍の金属量と比較してみてください。）ちなみに、太陽にはヘリウムよりも重い元素が約Z Sol  = 存在しています。0.0172 ± 0.002。[ 78 ]したがって、存在比で見ると、ベガの約0.54%のみがヘリウムより重い元素で構成されています。窒素はわずかに多く、酸素はわずかに少なく、硫黄の存在比は太陽の約50%です。一方、ベガの他の主要元素のほとんどは太陽の10%から30%しか存在せず、バリウムとスカンジウムは10%未満です。[ 74 ]

ベガの金属量は異常に低いため、弱いうしかい座ラムダ星に分類される。[ 79 ] [ 80 ]しかし、このような化学的に特異なスペクトル型A0～F0星の存在理由は依然として不明である。一つの可能​​性として、この化学的特異性は拡散または質量損失の結果である可能性があるが、恒星モデルでは、これは通常、恒星の水素燃焼寿命の終わり頃にのみ発生すると示されている。もう一つの可能​​性として、この恒星は異常に金属の少ないガスと塵からなる星間物質から形成された可能性がある。 [ 81 ]

ベガで観測されたヘリウムと水素の比率は0.030 ± 0.005であり、これは太陽より約40%低い。これは、表面付近のヘリウム対流層が消失したことが原因と考えられる。エネルギー伝達は放射過程によって行われ、これが拡散を通じて存在比の異常を引き起こしている可能性がある。[ 82 ]

運動学

ベガの視線速度は、地球への視線方向に沿ったこの星の運動成分です。地球から離れる方向に移動すると、ベガからの光は低い周波数（赤色側）にシフトし、地球に向かう方向に移動すると高い周波数（青色側）にシフトします。したがって、速度は星のスペクトルのシフト量から測定できます。この青方偏移を正確に測定すると、次の値が得られます。−13.9 ± 0.9 km/s。[ 9 ]マイナス記号は地球に向かう相対的な動きを示す。

視線に横切る運動により、ベガの位置はより遠くにある背景の星々に対してずれます。ベガの位置を注意深く測定することで、この角運動（固有運動）を計算することができます。ベガの固有運動は天球上の経度に相当する赤経では年間202.03 ± 0.63 ミリ秒（mas）であり、赤緯は287.47 ± 0.54 mas/yで、これは緯度の変化に相当する。ベガの正味の固有運動は327.78 mas/y [ 83 ]、これは1度ごとに角度移動をもたらします11,000年。

銀河座標系では、ベガの空間速度成分は（U、V、W）＝（−16.1 ± 0.3、−6.3 ± 0.8、−7.7 ± 0.3 ) km/s、正味の空間速度はベガは、現在、夜空で5番目に明るい恒星であるが、固有運動によって太陽に近づいており、ゆっくりと明るくなっている。[ 85 ]ベガは、近日点距離13.2光年（ 4.04パーセク）で、推定264,000年後に最も接近する。[ 86 ]

この星の運動学的特性に基づくと、カストル移動星団と呼ばれる恒星団に属しているように見える。しかし、ベガはこの星団よりもはるかに古い可能性があるため、所属は不明である。[ 74 ]この星団には、てんびん座α星、ケフェウス座α星、カストル、フォーマルハウト、ベガなど約16個の恒星が含まれる。この星団のすべての星は、ほぼ同じ方向に同様の空間速度で移動している。移動星団に属しているということは、これらの星が、その後重力的に束縛されなくなった散開星団に共通の起源を持つことを示唆している。 [ 87 ]この移動星団の推定年齢は2億± 1億年であり、平均空間速度は16.5 km/s . [注 3 ] [ 84 ]

可能性のある惑星系

ベガ惑星系[ 26 ] [ 25 ]
コンパニオン（星順）質量半径（AU）軌道周期（日）偏心傾斜半径
b （未確認）≥21.9 ± 5.1メートル🜨0.04555 ± 0.000532.42977 ± 0.000160.25 ± 0.15— —
熱い塵≤0.2 AU— —
（未確認） 20メートル🜨約2～5 — — — —
インナーディスク(3-5)–78 AU7～8度—
（未確認） 6ヶ月未満🜨約65 — — — —
外側のディスク78～170 AU9～11度—
ハロー250 AU未満— —
JWST MIRI （全画像）とALMA（右下の等高線画像）で撮影したベガ周辺のデブリ円盤。画像はSuら[ 25 ]により発表された。

赤外線過剰

赤外線天文衛星（IRAS）の初期成果の一つは、ベガから恒星単体では予測できない量の赤外線が過剰に放射されていることを発見したことだ。この過剰放射は、波長25、60、1000nmで測定された。100μm で、角度半径の範囲内から来た。10秒角（ベガの測定距離では、これは実際の半径に相当する。80 天文単位（AU）で、AUは地球が太陽を回る軌道の平均半径である。この放射線はミリメートルオーダーの大きさを持つ軌道粒子場から来ていると考えられており、それより小さな粒子は最終的には放射圧によってシステムから除去されるか、ポインティング・ロバートソン抵抗によって恒星に引き込まれると考えられる。[ 88 ]ポインティング・ロバートソン抵抗は、放射圧によってダスト粒子の軌道運動に反対する効果的な力が生じ、粒子を内側に螺旋状に動かす結果である。この効果は、恒星に近い小さな粒子ほど顕著である。[ 89 ]

ベガのその後の測定では193μmでは、仮定された粒子のフラックスが予想よりも低く、代わりに100μm以下である。この量の塵をベガの周回軌道上に維持するには、継続的な補給源が必要となる。塵を維持するための提案されたメカニズムは、崩壊して惑星を形成する過程にある合体した天体の円盤である。[ 88 ]ベガの塵の分布に適合したモデルは、ほぼ極から見ると半径120天文単位の円盤であることを示している。さらに、円盤の中心には半径120天文単位以上の穴がある。80 AU . [ 90 ]

ベガの周囲で赤外線超過が発見された後、塵の放出に起因する同様の異常を示す他の恒星も発見されました。2002年現在、約400個のこのような恒星が発見されており、「ベガ型」または「ベガ超過」と呼ばれるようになりました。これらは太陽系の起源を解明する手がかりとなる可能性があると考えられています。[ 24 ]

デブリディスク

2005年までに、スピッツァー宇宙望遠鏡はベガの周囲の塵の高解像度赤外線画像を作成しました。その塵は43インチ（330 AU）の波長で24 μm、70″（543 AU）で70μmと105インチ（815 AU）で160μm。これらのはるかに広い円盤は円形で塊がなく、ダスト粒子は1～50μmの大きさの塵。この塵の総質量は3 × 10と推定される。地球の質量の約3倍（小惑星帯の約7.5倍）である。この塵の生成には、太陽の周りのカイパーベルトに相当する集団に属する小惑星同士の衝突が必要となる。したがって、この塵は、以前考えられていた原始惑星系円盤ではなく、ベガの周りのデブリ円盤によって生成された可能性が高い。 [ 23 ]

ベガの周りのダストリングに寄与した可能性のある、準惑星サイズの天体の最近の大規模な衝突の想像図

デブリディスクの内側の境界は、11″ ± 2″、または70–100 AU。塵の円盤は、ベガからの放射圧がより大きな天体の衝突で生じた破片を外側に押し出すことで生成される。しかし、ベガの生涯を通じて観測される量の塵を継続的に生成するには、木星の質量の数百倍と推定される膨大な初期質量が必要となる。したがって、比較的最近に中規模（またはそれ以上）の彗星または小惑星が分裂し、その後、より小さな構成要素と他の天体との衝突によってさらに断片化された結果として生成された可能性が高い。この塵の円盤は、星の年齢の時間スケールで見ると比較的若く、他の衝突イベントによってより多くの塵が供給されない限り、最終的には除去されるだろう。[ 23 ]

2001年にデイヴィッド・チ​​アーディとジェラルド・ヴァン・ベルがパロマー試験干渉計で初めて観測し[ 91 ]、その後2006年にウィルソン山のCHARAアレイ、 2011年にホプキンス山の赤外線光学望遠鏡アレイで確認された[ 92 ]。ベガの周囲に内側のダストバンドが存在する証拠が明らかになった。恒星から8 AU離れたこの太陽系外塵は、系内の力学的摂動の証拠となる可能性がある。[ 93 ]これは彗星や流星の激しい衝突によって引き起こされた可能性があり、惑星系の存在の証拠となる可能性がある。[ 94 ]

この円盤は、2020年にALMA [ 95 ] 、 2022年にLMT [ 96 ]、2024年にハッブル宇宙望遠鏡STIS [ 97 ] 、 JWST MIRI [ 25 ]でも観測された。ALMAの画像では、初めて外側の円盤が分解された。[ 95 ]ハッブルの観測は、散乱光で円盤を撮影した最初の画像とされており、小さな塵の粒子でできた外側のハローを発見した。[ 97 ] JWSTの観測でもハロー、外側の円盤が検出され、内側の円盤も初めて検出された。赤外線観測では、60 AUの隙間も初めて示された。外側の円盤の塵の内部は、ポインティング・ロバートソン効果によって引きずられている塵と一致している。内側の円盤の内縁はコロナグラフの後ろに隠れているが、測光から3-5 AUであると推定された。恒星はサブAU領域に位置する高温赤外線超過にも囲まれており、内側の円盤と恒星周囲の高温塵の間に第二の隙間を形成している。この高温赤外線超過は0.2AU以内、あるいはそれより近い範囲にあり、グラファイトや鉄・マンガン酸化物などの微粒子で構成されており、これは以前にも確認されている。[ 25 ]

可能性のある惑星

1997年のジェームズ・クラーク・マクスウェル望遠鏡による観測では、9インチ（ベガの北東約70 AUに、この恒星が発見された。これは、惑星による塵の円盤への摂動、あるいは塵に囲まれた軌道を周回する天体によるものと推測された。しかし、ケック望遠鏡の画像では、木星の12倍以上の質量を持つ天体に相当する16等級までの伴星は存在しないとされていた。[ 98 ]ハワイの合同天文学センターとUCLAの天文学者たちは、この画像がまだ形成過程にある惑星系を示している可能性を示唆した。[ 99 ]

この惑星の性質を解明することは容易ではありません。2002年の論文では、これらの塊は木星質量程度の惑星が偏心軌道を周回することで発生するという仮説が提唱されています。この惑星と平均運動共鳴する軌道（つまり、その公転周期が惑星の周期の整数分の一となる軌道）に塵が集まり、結果として塊が形成されると考えられます。[ 100 ]

2003年には、これらの塊は、およそ海王星質量の惑星が40から5600万年かけて65  AUまで移動する[ 101 ]。この軌道は、ベガに近い場所でより小さな岩石惑星が形成されるのに十分な大きさである。この惑星の移動には、より小さな軌道を周回する、より質量の大きい2番目の惑星との重力相互作用が必要になる可能性が高い。[ 102 ]

2005年にハワイのすばる望遠鏡のコロナグラフを使用して、天文学者はベガを周回する惑星の大きさを木星の質量の5～10倍以下とさらに制限することができました。[ 103 ]デブリ円盤内の塊の可能性の問題は、2007年にプラトー・ド・ビュール干渉計の新しい、より感度の高い機器を使用して再検討されました。観測により、デブリリングは滑らかで対称的であることが示されました。以前に報告された塊の証拠は見つからず、仮説上の巨大惑星に疑問が投げかけられました。[ 104 ]滑らかな構造は、ヒューズら（2012年） [ 105 ]とハーシェル宇宙望遠鏡による追跡観測で確認されました。[ 106 ]

ベガの周囲に惑星が直接観測された例はまだないが、惑星系の存在は否定できない。したがって、より小型の地球型惑星がベガのより近い場所を周回している可能性もある。ベガの周囲を周回する惑星の軌道傾斜角は、この恒星の赤道面とほぼ一致すると考えられる。 [ 107 ]

ベガの周りの仮想惑星の観測者から見ると、太陽はコロンバ座にある4.3等級の暗い星として見えるだろう。[注 4 ]

2021年、ベガの10年間のスペクトルを分析した論文で、ベガの周囲に2.43日の候補信号が検出されましたが、統計的に偽陽性の確率はわずか1％と推定されました。[ 26 ]信号の振幅を考慮して、著者らは最小質量を21.9 ± 5.1地球質量だが、地球から見るとベガ自体の自転はわずか6.2°と非常に斜めなので、惑星もこの平面に沿っている可能性があり、実際の質量は203 ± 47地球質量[ 26 ] 。研究者らはまた、かすかな196.4+1.6 −1.9日信号は次のように翻訳できる。80 ± 21地球質量（740 ± 190 °傾斜角6.2°）だが、利用可能なデータから見て実際の信号であると主張するにはあまりにも微弱である。[ 26 ]

JWST MIRIによる円盤の観測では、非常に円形の正面円盤が発見されました。その形態から、 10 AUを超えると土星よりも質量の大きい惑星は存在しないことが示唆されています。円盤には約60 AUの隙間があります。隙間を開ける惑星は他の恒星の周りの円盤にも存在すると推定されており、研究チームはシミュレーションを行ってベガでこの考えを検証しました。シミュレーションでは、65 AUのところに6 M🜨未満の惑星が存在すると、ベガの円盤には見られない内部非対称構造が生じることが示されました。隙間を開ける惑星は、ベガよりも質量が小さい必要があります。さらに、内側の円盤の内縁は3～5 AUと推定されました。ベガは、サブAU領域で高温の赤外線超過の証拠も示しています。温かいデブリの内側の境界は、内部に海王星質量の惑星が存在し、ベガを囲んでいることを示唆している可能性があります。[ 25 ]

語源と文化的意義

ベガという名前は、アラビア語の「アル・ネスル・アル・ワキالنسر الواقع」に由来すると考えられています。これは、アル・アクサシ・アル・ムアッケット星カタログに登場し、ラテン語に「落ちる鷲/ハゲワシ」を意味するVultur Cadensと翻訳されました。 [ 108 ] [注 5 ]この星座は、古代エジプトではハゲワシとして表され、[ 109 ]古代インドでは鷲またはハゲワシとして表されました。[ 110 ] [ 111 ]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 [112] に西洋世界に登場しました。[ 113 ]イングランドと西ヨーロッパの中世のアストロラーベでは、ヴェガとアルバカという名前が使用され、ベガとアルタイルは鳥として描かれていました。[ 114 ]

北方ポリネシアの人々の間では、ベガは「年の星」を意味する「whetu o te tau」として知られていました。歴史上、ベガは新年の始まりを告げ、土地が植え付けの準備を整える時期を意味していました。やがて、この役割はプレアデス星団によって象徴されるようになりました。[ 115 ]ハワイ語ではケホオエアです。ネイティブハワイアン文化では、天空の位置によって異なる名前が付けられることがあり、カホオエア、カホエア、ケオエとも呼ばれています。[ 116 ]

アッシリア人はこの北極星を「天の審判者」を意味するダヤン・サメと名付け、アッカド語では「天の生命」を意味するティル・アンナと名付けました。バビロニア天文学では、ベガは「光の使者」を意味するディルガンと呼ばれる星の一つだったと考えられています。古代ギリシャ人にとって、こと座はオルフェウスの竪琴から形作られ、ベガはその柄にあたりました。[ 16 ]ローマ帝国では、秋の始まりはベガが地平線に沈む時刻に基づいていました。[ 15 ]

中国語で織女（Zhī Nǚ）は、機を織る少女（アステリズム）を意味し、ベガ、こと座ε星、こと座ζ1星からなるアステリズムを指す。[ 117 ]したがって、ベガの中国語名は織女一（Zhī Nǚ yī、英語：the First Star of Weaving Girl）。[ 118 ]中国の神話には、七夕（Qixi）の恋物語があり、牛郎（Niulang、アルタイル）と彼の2人の子供（β Aquilaeとγ Aquilae ）は、川の向こう側、天の川にいる母親の織女（Zhinü、文字通り「機を織る少女」、ベガ）と引き離される。[ 119 ]しかし、年に一度、中国の太陰太陽暦の7月7日には、カササギが橋を架け、牛浪と珍女が束の間再会できるという伝説があります。日本の七夕祭りでは、ベガは織姫として知られていますが、これもこの伝説に基づいています。[ 120 ]

ゾロアスター教では、ベガは「征服者」を意味する名前を持つマイナーな神であるヴァナントと関連付けられることもあった。[ 121 ]

オーストラリアのビクトリア州北西部に住む先住民族ブーロン族は、この石を「ニロアン」 （Neilloan） [ 122 ]、「空飛ぶローン」と名付けました。[ 123 ]

ヒンドゥー教の天文学と占星術において、ベガはナクシャトラ・アビジット（अभिजित）によって表されます。『シュリマド・バガヴァタム』の中で、クリシュナはアルジュナに、ナクシャトラの中でも彼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。[ 124 ]

中世の占星術師たちはベガをベヘン星の一つに数え[ 125 ] 、クリソライトや冬セイボリーと関連付けました。コルネリウス・アグリッパは、アラビア語名のラテン語訳であるVultur cadensの下に、カバラの星座を記載しました[ 126 ] 。中世の星図には、この星の別名としてワギ、ヴァギエ、ヴェカも記載されています[ 32 ] 。

WHオーデンの1933年の詩『夏の夜（ジェフリー・ホイランドに）』[ 127 ]は、「芝生の上でベッドに横たわり、頭上にはベガがひときわ目立つ」という連句で始まることで有名である。1997年の映画『コンタクト』では、ベガ星系が異星人との交信の源として描かれている。[ 128 ]

ベガは、1954年以降、フランスのファセル・ベガ・シリーズで車の名前が付けられた最初の星となり、その後、アメリカでは、シボレーが1971年にベガを発売した。 [ 129 ]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[ 130 ]とロッキード・ベガ航空機[ 131 ]がある。

注記

  1. ^アーサー・N・コックス編（1999年）『アレンの天体物理学的性質（第4版）』ニューヨーク：シュプリンガー・フェアラーク、p.382、ISBN 978-0-387-98746-0。:
    M bol = −2.5 log L / L ☉ + 4.74、
    ここでM bolは放射等級、Lは恒星の光度、L ☉は太陽の光度である。M bolの変動が±0.03の場合 、
    Mボル2 − Mボル1 = 0.03 = 2.5 log L 1 / L 2
    のために
    L 1 / L 2 = 10 0.03/2.5 ≈ 1.028、
    または±2.8%の輝度変動。
  2. ^金属量が-0.5の場合、太陽に対する金属の割合は次のように表される。
    。
    参照：マッテウッチ、フランチェスカ（2001）『銀河の化学進化』天体物理学・宇宙科学図書館、第253巻、シュプリンガー・サイエンス＆ビジネス・メディア、p.7、ISBN 978-0792365525。
  3. ^銀河座標系における空間速度成分は、U = −10.7 ± 3.5、V = −8.0 ± 2.4、W = −9.7 ± 3.0 km/s。UVWは直交座標系なので、ユークリッド距離の公式が適用されます。したがって、正味速度は
    参照：ブルース、ピーター・C. (2015). 『統計と分析入門：リサンプリングの視点』 ジョン・ワイリー・アンド・サンズ. p. 20. ISBN 978-1118881330。
  4. ^太陽はベガの正反対の座標、α =  6 h 36 m 56.3364 s、δ = −38° 47′ 01.291″に現れ、これはコロンバの西部に位置する。 視等級はπで与えられる。参照： Hughes, David W. (2006). "The Introduction of Absolute Magnitude (1902–1922)" . Journal of Astronomical History and Heritage . 9 (2): 173– 179. Bibcode : 2006JAHH....9..173H . doi : 10.3724/SP.J.1440-2807.2006.02.06 . S2CID 115611984 . 
  5. ^つまり、翼を折りたたんで地面に横たわるハゲワシです（エドワード・ウィリアム・レーン著『アラビア語-英語辞典』）。

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