織女一

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織女一
Vega dm.jpg
夏季大三角中的织女星
觀測資料
曆元 J2000
星座 天琴座
星官 牛宿 织女
赤經 18h 36m 56.3s
赤緯 +38° 47' 01"
視星等 (V) 0.03
特性
光谱分类 A0 V
U−B 色指数 -0.01
B−V 色指数 0.00
变星类型 盾牌座δ变星
天体测定
径向速度 (Rv) -13.5 km/s
自行 (μ) 赤经：201.02 mas/yr
赤纬：287.46 mas/yr
视差 (π) 129.01 ± 0.52 mas
距离 25.27 ly
(7.751 pc)
绝对星等 (MV) 0.58
詳細資料
質量 2.135 ± 0.074[1] M☉
半徑 2.26 × 2.78[2] R☉
表面重力 (log g) 4.1 ± 0.1[2]
亮度 37 ± 3[2] L☉
溫度 9602 ± 180[3] K
金屬量 [M/H] = −0.5[3]
自轉 12.5 h
年齡 3.5 × 108 年
其他命名
3 Lyr, GJ 721, HR 7001, BD +38°3238, HD 91262, GCTP 4293.00, LTT 15486, SAO星表 67174, 依巴谷星表 91262.

織女 (α Lyr, α Lyrae，天琴座α) 是天琴座中最亮的恆星，在夜空中排名第五，在北半球是繼大角星之後的第二亮星。它像大角星、天狼星，是相對來說非常靠近地球的恆星，距離地球只有25.3光年；它也是鄰近太陽最明亮的恆星之一。在中國古代的「牛郎織女」神話中，織女為天帝孫女，故亦稱天孫。

天文學家對織女星做了大量的研究，使得它獲得"被爭辯為繼太陽之後天空中最重要的恆星[4]。" 織女星大約在西元前12,000年曾是北半球的極星，並且在西元13,727年，當它的赤緯是+86°14'時，會再度成為北極星[5]。 織女星是除了太陽之外，第一顆被拍攝的恆星，也是第一顆擁有光譜記錄的恆星。它也是第一批經由視差測量估計出距離的恆星之一。織女星也曾是測量光度亮度標尺的校準基線，是UBV測光系統用來定義平均值的恆星之一。在北半球的夏天，織女星多半可在天頂附近的位置見到，且視星等接近0等，因此仍有一些專業與業餘的天文學家會以織女星作為光度測定的標準。

織女星的年齡只有太陽的十分之一，但是因為它的質量是太陽的2.1倍，因此預期它的壽命也只有太陽的十分之一；這兩顆恆星目前都在接近壽命的中點上。織女星的光譜分類為A0V，其溫度比天狼星的A1V高一點。它仍於於主序星階段，並透過把核心內的氫聚變成氦來發光發熱。織女星擁有的原子序數比氦重的元素豐度異常的低，織女星在光度上存在著輕微的周期性變化，因此也被懷疑是變星。它的自轉快速，在赤道的速度是274km/s ，由於離心力的影響，導致赤道向外突起，結果是光球溫度橫越表面的變化，在極點達到最大值。從地球，是朝向織女星的一個極點方向上進行觀察[6]。經測定織女星每12.5小時自轉一周，整顆恆星呈扁平狀，赤道直徑比兩極大了23%。

基於織女星觀測的 紅外線輻射超量，顯示織女星似乎有塵埃組成的拱星盤。這些塵粒可能類似於太陽系的古柏帶，是岩屑盤中的天體碰撞產生的結過[7]。這些由於塵埃盤造成紅外超的恆星被歸類為類織女恆星[8]。織女星盤的不規則，也顯示存在著至少一顆大小類似木星的行星[9]，在環繞著織女星的軌道上[10]。

目录

[编辑] 观测历史

对天体拍照的天体摄影术诞生于1840年，那时约翰·威廉·德雷伯使用银版照相法对月球进行了拍照。7月17日，哈佛大学天文台的William Bond和John Adams Whipple对织女星进行了拍照，这是第一顆（除了太阳）被拍照的恒星，使用的也是银版照相法。[11][12][13]亨利·德雷伯在1872年8月对织女星拍照的时候，得到了第一张恒星光谱的照片。这也使得他成为第一个展现恒星的吸收谱线的人。[14] （类似谱线已经在太阳的光谱里得到辨识。）[15]1879年，William Huggins用织女星和类似恒星的光谱照片辨认一系列在该类恒星里普遍存在的12条“很强的谱线”。之后这被辨认出是氢原子的巴耳麥系谱线。[16]

织女星的距离可以通过测量地球绕太阳公转时，它相对背景星的视差得到。第一个出版恒星视差的人是瓦西里·雅可夫列维奇·斯特鲁维，它宣称的织女星视差值是0.125弧秒(0.125″)[17]。但是弗里德里希·威廉·贝塞尔对斯特鲁维的该数据表示怀疑。当贝塞尔公布的恒星系统天鹅座61的视差为0.314″时，斯特鲁维把织女星的视差修正为之前的近两倍。这个修改使得斯特鲁维的数据更值得怀疑。因此当时包括斯特鲁维在内的大部分天文学家都认可贝塞尔的数据是首个视差结果。然而令人吃惊的是，斯特鲁维的先前的数据与当前我们接受的值0.129″非常接近。[18][19]

从地球上看到的恒星亮度是使用标准化的对数刻度，即视星等來表示，它随着恒星亮度的增加而减小。肉眼能见的最暗恒星为6等星，而最亮的恒星天狼星星等为-1.47等。为了标准化这个对数刻度，天文学家选择织女星来作为所有波长的0星等。因此多年以来，织女星被用作是绝对光度测定的亮度刻度。[20] 然而这并没有延用下来，现在视星等的零点普遍使用特定数值的光流量来表示。这种方法对于天文学家来说更加简便，因为织女星并不能永远作为度量的标准。[21]

UBV测光系统测量通过紫外、蓝和黄色滤光片的恒星星等，分别用U,B,V表示。织女星是1950年提出的用来设置UBV测光系统的初始平均值的六颗恒星之一。这六颗恒星的平均星等被定义为： U - B = B - V = 0. 实际上，这些恒星在黄、蓝和紫外部分的电磁光谱的星等是一样的。[22] 因此，织女星在可视的范围内有较接近的电磁波谱—波长范围为350-850纳米，人眼能够看见这其中的大部分；因此光流量密度大致相等：2000-4000Jy[23] 然而，织女星的光流量密度在红外波段则大幅降低，每5 平方毫米大约为100Jy。[24]

1930年代对织女星的光度测定表明其有近±0.03星等的微小光度变化。这个波动范围接近当时观测能力的极限，所以对织女星光度变化的话题存在争议。在1981年，David Dunlap天文台重新测量了织女星的星等并显示出它有轻微的光度变化。因此织女星被建议归类为盾牌座δ变星。[25] 这类恒星以类似的方式振荡，使得恒星的光度存在周期性的脉动。[26] 虽然织女星符合这类变星的物理特性，但其他观测者却没有发现这种变化。因此织女星的光度变化可能是测量中的系统误差造成的。[27][28]

1983年，织女星成为第一个被发现有尘埃盘的恒星。红外線天文衛星（IRAS）发现织女星发出红外超辐射，这可能是尘埃盘被恒星加热而辐射出来的能量。[29]

[编辑] 可见性

夏日大三角

在夏夜的北半球中纬度地区，常常可以看到织女星位于靠近天顶的位置。[30] 而对于冬天的南半球的中纬度地区，织女星一般低垂在北部的地平线上。由于赤纬是+38.78°，织女星只能在51° S以北的纬度看见。因此在南极洲以及南美的大部分地区，织女星不会升到地平线以上。在+51° N纬度以北，织女星会作为拱极星一直位于地平线以上。在7月1日左右，织女星會在午夜时分過中天 (经过天球子午线，也最接近天頂）。[31]

织女星位于一个称作夏季大三角的大範圍星群。夏季大三角包括天琴座0等的织女星、天鹰座的牛郎星以及天鹅座的一等星天津四。[30] 这个三角形近似一个直角三角形，织女星位于其直角顶点上。由于附近鲜有亮星，所以夏季大三角在北部天空非常显著。[32]

天琴座流星雨是很明顯的流星雨，每年在4月21~22日左右达到極大期。当小规模的流星以很高的速度进入地球大气时，它的物质蒸发并产生一道光。在流星雨期间，众多流星从同一个方向到来，从观测者看来，它们发光的尾迹看起来是从天空中的同一点辐射而来。天琴座流星雨的辐射点就在织女星附近，因此也常称为天琴座α流星雨。但实际上他们是由佘契爾彗星所引起的，与织女星没有任何关系。[33]

[编辑] 物理特性

织女星的光谱型为A0V，是一颗主序星，看起来白中透蓝，其核心正在发生从氢到氦的核聚变。由于大质量的恒星比小质量的恒星核聚变更快，所以织女星停留在主序星的时间只有约10亿年，这只有太阳的十分之一。[34] 织女星当前的年龄大约是4.55亿年，[1] 快超过了它在主序星阶段寿命的一半。脱离主序星阶段之后，织女星将变成一颗M型的红巨星并失去大部分质量，最终成为一颗白矮星。当前，织女星质量超过太阳的2倍[6] ，全光度是太阳的37倍。织女星可能是一颗盾牌座δ变星，光变周期约为0.107天。[35]

织女星核心产生的能量来自于碳氮氧循环（CNO循环），这是一种通过以碳、氮、氧原子核为中介，把质子聚合为氦的核聚变过程。该过程需要约1500万度的高温，[36] 这比太阳中心的温度还要高，但比太阳的质子-质子链反应的效率更高。CNO循环对温度高度敏感，紧邻的对流层将核心区聚变反应产生的“灰”均匀散布，[37] 接着是辐射层，最外层是大气层。这与太阳形成鲜明的对照：太阳的辐射层在中心，其外覆盖的是对流层。[38][39]

织女星的能量通量已经对照“标准光源”精确地进行了测量。在波长为5480 Å的波段，光通量为3,650Jy，误差范围2%。[40] 织女星的可见光谱中，氢的吸收光谱线占主导地位，特别是在电子主量子数n=2的巴耳末系。[41][42] 其他元素的谱线相对来说较微弱，其中较强的是电离的镁、铁、钙线。[43] 织女星的X射线辐射很微弱，这表明织女星的日冕肯定很微弱甚至不存在。[44]

南比戈尔天文台(Observatoire du Pic du Midi de Bigorre)的一个天文学家小组使用磁分光偏振法探测到织女星的表面存在磁场。这是在光谱型为A型的恒星、而不是Ap和Bp星这类化学丰度特殊星上第一次探测到磁场。视线方向的平均磁通量为−0.6±0.3 高斯 (单位).[45] 这与太阳表面的平均磁场强度相当。[46]

织女星（左）与太阳（右）的大小比较

[编辑] 自轉

织女星的半径曾通过干涉仪进行高精度的测量，结果显示它的半径估计为太阳半径的 2.73±0.01倍。这比天狼星的半径大60%，但恒星模型显示它只应该大约12%。这个矛盾可以解释为我们观测到的是高速旋转的织女星的转轴方向。高分辨率天文中心（CHARA）干涉仪在2005年至2006年的观测证实了这个推测。[2]

织女星的自转轴与我们的视线夹角不大于5°。其赤道附近的恒星自转速率约为 274km/s (相当于自转周期为12.5小时),[6] ，已达到因离心力效应而解体的速率上限的 93%。极速自转导致织女星明显变扁，赤道半径比极半径大 23%。(织女星的极半径为 2.26±0.02 太阳半径, 赤道半径为 2.78±0.02 太阳半径。[2]) 从地球上看，视线几乎正对着极区，因此它看上去特别大。

两极的重力加速度大于赤道地区，根据“冯.Zeipel定理”，两极的光度也较高。这可以从恒星表面有效温度的变化上看到:极区温度高达 1万K, 而赤道区域约为 7,600K.[6] 结果是：赤道面的亮度仅为极区的一半。[4][note 1] 因此，这导致了强烈的重力变暗（gravity darkening）效应：相对于普通的基本球对称恒星而言，从极区看去，织女星会比预期的暗。温度梯度还意味着赤道周围可能存在“对流区”,[2][47] 而其余的大气层基本都处于辐射平衡中。[48]

假如织女星是颗普通的球对称、缓慢自转的恒星，那么按当前测定的距离而言，它的绝对光度将是57个太阳，远远大于同等质量普通主序星的绝对光度。高速旋转的发现解决了这个矛盾——织女星的绝对光度约为37个太阳。[2]

基于织女星长期以来是望远镜标定的标准星（视星等≈0），高速旋转的发现将可能对那些基于其是普通球对称恒星的推论构成挑战。随着其自转速度、自转轴倾角的确定，有望改进仪器的校准精度。[49]

[编辑] 元素豐度

天文学家把原子量比氦更大的元素称为“金属”。织女星光球层的金属度只有太阳大气层金属丰度的32%。[note 2] （跟织女星一样，天狼星的金属丰度也只有太阳的三分之一。） 太阳比氦更重的元素丰度（即金属丰度）约为ZSol = 0.0172 ± 0.002.[50] 从豐度上来说，织女星只有0.54%的组成元素比氦更重。

异常低的金属含量使得织女星成为一颗牧夫座λ型恒星。[51][52] 然而光谱型A0-F0的恒星为何存在如此罕见的化学组成仍旧是个未知数。其中一种可能是扩散或质量损失的结果，虽然恒星模型显示这一般只发生在恒星的氢燃烧阶段末期。另一种可能是该恒星诞生于异常低金属含量的气体尘埃等星际物质中。[53]

观测到的织女星的He/H比例为0.030 ± 0.005，这比太阳低约40%。这可能是由于其近表面的氦对流层消失引起的。能量传递被辐射层所取代可能引起与扩散大不相同的异常。[54]

[编辑] 运动学

恒星的径向速度是该星沿着地球视线方向的运动分量。如果织女星具有远离地球的运动，从织女星发出的光线的频率会降低(偏向红色)，如果向着地球运动，频率则会升高(偏向蓝色)。因此可以通过测得恒星光谱的红移或蓝移量来计算速度。对织女星的精确的测量表明其红移值为−13.9 ± 0.9 km/s[55]。负号表示其相对运动朝向地球。

恒星的自行会引起恒星相对于更远的背景星的位置变化。对织女星的精确测量表明其自行为：赤经方向202.03 ± 0.63 毫弧秒/年，赤纬方向287.47 ± 0.54 弧秒/年。[56] 织女星的合成自行为327.78 弧秒/年[57] ，这使得它在11,000 年内移动一度。

在銀河座標系統里，织女星的空间速率分量为(U, V, W) = (−16.1 ± 0.3, −6.3 ± 0.8, −7.7 ± 0.3)，合成的空间速率为19 km/s[58]。面向太阳方向的径向速率分量为−13.9 km/s，而切向速率为9.9 km/s。虽然当前织女星只是天空的第五亮星，但是因为其逐渐接近太阳而缓慢地变亮。[59] 在约210,000年后，织女星将最终变为地球夜空中的最亮星；在290,000年后将达到其峰值星等为-0.81，在270,000年后变成天空中的最亮星。[60]

[编辑] 行星系统

[编辑] 红外超

織女星周圍岩屑盤的中紅外線(24 μm)影像。

發現織女星有紅外超，超過單獨一顆恆星應有而過剩的紅外線通量，是來自紅外線天文衛星 (IRAS) 早期的結果之一。這些過多的紅外線在25、60、100μm波長的測量中，都來自以恆星為中心的10弧秒 (10″) 角半徑範圍內。依據測量到的織女星距離，這相當於80天文單位 (AU) 的距離；1AU是地球環繞太陽公轉的平均軌道半徑。有人認為這些輻射來自來自尺寸在毫米的大小，環繞恆星的顆粒，因為比這更小的顆粒最終都會因為坡印廷-羅伯遜拖曳的輻射壓力而被從恆星系統中移除掉[61]。後者是輻射壓力創造的影響力造成的結果，使軌道中以螺旋向內運動的塵埃粒子被推擠出去。這種效果對越靠近恆星的微小顆粒越為顯著[62]。

後續以193μm織女星測量些假設的顆粒，顯示出比預期為低的通量，這表明了這些顆粒的大小必須在100μm或還要更小的數量級上。要維持一定數量的塵埃在環繞織女星的軌道上，就必須不斷的補充其需求。被建提議維持塵埃數量的機制是在盤面中不斷的有合併和坍縮以形成行星的程序在進行[61]。按實際比例的模型顯式從極軸的方向觀察，塵埃分布在半徑120AU圓盤面上。另一方面，圓盤中心有一個半徑不小於80AU的洞[63]。

繼發現織女星周圍的紅外超之後，也發現其它恆星因為塵埃的排放所產生的也顯示類似的異常現象。迄2002年，大約已經發現400顆這樣的恆星，並且被歸類為"類織女星"或"織女星超"的恆星。相信這些可能會提供太陽系起源的線索[8]。

[编辑] 岩屑盤

在2005年，史匹哲太空望遠鏡獲得了環繞織女星塵埃的高解析影像，它顯示塵埃盤在波長24μm延展至43″ (330AU) ，在70μm 是70″(543AU)，和在160μm是105″(815AU)。這些更廣泛分布的塵埃盤是由大小在1–50μm的塵埃粒子構成的圓形和自由的團塊，估計這些塵粒的總質量是3 ×10-3地球質量。須要有相對於太陽系古柏帶的小行星互相碰撞，才能產生這些塵粒。因此，這些塵埃比較像環繞織女星的岩屑盤，而不是早先所認為的原行星盤[7]。

藝術家想像矮行星大小的天體在近期的碰撞，可能造成環繞著織女星這顆恆星周圍的塵埃環。

估計岩屑盤的內徑是11″±2″，或70–102AU。塵埃盤是織女星較大的岩屑碰撞產生的碎片被輻射壓推向外圍產生的。但是，以織女星的生命估計，要維持觀察到的塵埃盤，須要有巨大的起始質量 － 估計是數百倍木星質量。因此，更有可能產生相對來說是中等大小 (或更大) 的彗星或小行星，然後這些元件再與較小的元件或其它物體碰撞，結果產生更小的碎片。相較於恆星的年齡，這個塵埃盤是比較年輕的，除非有其它的碰撞事件繼續提供更多的塵粒，它終將會消散掉。

在2001年，帕洛瑪測試干涉儀的首度觀測[64]和稍後威爾遜山天文台的 CHARA array在2006年的觀測，都顯示織女星有內塵埃帶的證據。在恆星的8AU範圍之內，這個外星黃道塵可能是系統內動力擾動的證據[65]。這可能造成彗星或小行星猛烈的轟擊，並且可能是行星系統存在的證據[66]。

[编辑] 可能的行星

來自詹姆斯克拉克麥斯威爾望遠鏡在1997年的觀測顯示在織女星的中心區有朝向東北延展9″ (70AU) 的明亮區域。這被假設為塵埃盤若不是受到行星的攝動，就是有被塵埃包覆的天體在軌道上運轉。然而，凱克望遠鏡的影像排除了有亮度在16等以上，超過12倍木星質量的天體存在[67]。在夏威夷 聯合天文中心和加州大學的天文學家認為這個影像可能是行星系仍然在形成的證據[68]。

要確定行星的性質是很不簡單的；在2002年的一篇論文認為這個腫塊是在偏心軌道上的一顆大約木星質量等級的天體。在軌道上聚集的塵埃與行星產生的平均運動共振 － 它們的軌道周期與行星形成簡單的整數分數比 －因而產生腫塊[9]。

在2003年，它被假設為一顆大約有著海王星質量的天體，經歷了超過5,600萬年的時間，從40天文單位遷徙至65天文單位的距離上，[10]，在一個較大，但較接近織女星，且有足夠質量形成岩石行星的軌道。這種行星遷徙可能需要與第二顆質量更大，但在較小軌道上的行星產生重力的交互作用[69]。

在2005年，使用昴星團望遠鏡的日冕儀，天文學家得以進一步的認定這顆環繞織女星的行星質量介於木星的5-10倍[70]。雖然還不能直接看見這顆環繞著織女星的行星，但也不能排除行星系統的存在。因此，可能有更接近恆星，軌道比較小的類地行星。環繞織女星的行星軌道傾角可能傾向於和這顆恆星的赤道平面密切相關[71]。而從環繞著織女星的假設行星觀點來觀察，太陽只是在天鴿座的一顆4.3等的暗星[note 3]。

[编辑] 语源和文化象征

由于地球的自转，恒星的位置每晚都会发生变化。然而，当一颗恒星位于地球自转轴指向的位置时，它任何时候都会保持在固定的位置，这种恒星称为指极星。地球自转轴的位置随着一个称为进动过程而逐渐发生变化。每个完整的进动周期需要25,770 年，[72] 这期间地球的旋转轴在天球上画出一个圆形的轨迹，这个轨迹会接近几颗著名的恒星。当前这颗星是北极一，但是大约公元前12,000 年，地轴离织女星大概只有5°。随着进动的过程，地轴会在约公元14,000年的时候重新接近织女星。[73] 它是各任北极星中最亮的。[11]

对北部的波利尼西亚人来说，织女星是众所周知的whetu o te tau，年星（the year star）。历史上一段时间它曾经标志着他们新年的开始，那时应该去准备播种了。但最终这个功能被昴星团所替代。[74]

亚述人把织女星称为Dayan-same，“天堂判官”"，而在阿卡德语中则称为Tir-anna，“天堂之魂（Life of Heaven）”。 在巴比伦天文学中，织女星可能曾经是称为Dilgan的恒星的一颗，意为“光的信使”。对古希腊人来说，天琴座是俄耳甫斯（Orpheus）的竖琴，而织女星就是竖琴的柄。[75] 而在罗马帝国，秋天的起点就是基于织女星在特定的时刻从地平线升起的时候开始的。[11]

在中国神话里，有一个七夕的故事，故事讲述的是牛郎（牛郎星）和他的两个孩子（河鼓一和河鼓三）被银河与他们的母亲织女（织女星）所分隔开。[76] 然而，每年中国农历的七月初七，喜鹊会在银河上搭起一座桥，供牛郎和织女短暂地相会。日本的七夕节（Tanabata）把织女星称作織姫（Orihime）也是基于这个传说。[77] 在拜火教里，织女星有时候会与一个叫做Vanant的小神联系在一起。Vanant的意思是“征服者”。[78] 印度神话中织女星被称作Abhijit。摩诃婆罗多的作者广博仙人（毗耶娑，Maharshi Vyas）在摩诃婆罗多的森林篇（Vana Parva ，Chap.230, Verses 8-11）这章提到：“Contesting against Abhijit (Vega), the constellation Krittika (昴星团) went to "Vana" the Summer Solstice to heat the summer. Then the star Abhijit slipped down in the sky.”

[编辑] 參見

[编辑] 注释

  1. ^ 从两极看，织女星是圆的；而从赤道看，它是椭圆的。椭圆的面积仅为圆面积的81%，因此赤道面方向的能量辐射较两极方向小。另外，根据斯特藩－玻尔兹曼定律,辐射强度与绝对温度的4次方成正比。因此织女星赤道方向的辐射仅为两极方向的33%:
    \begin{smallmatrix}\left( \frac{T_{eq}}{T_{pole}} \right)^4 = \left( \frac{7,600}{10,000} \right)^4 = 0.33\end{smallmatrix}
  2. ^ 金屬量為 −0.5，相對於太陽的金屬量比例來自： \begin{smallmatrix}10^{-0.5}\ =\ 0.316\end{smallmatrix}。
  3. ^ 太陽會出現在與織女星相對的座標，位於α=6h 36m 56.3364s，δ=−38° 47′ 01.291″，這是天鴿座的西側。視星等是由公式 \begin{smallmatrix}m\ =\ M_v - 5(\log_{10} \pi + 1)\ =\ 4.3.\end{smallmatrix}計算得到的。

[编辑] 参考资料

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    where \mu_\alpha and \mu_\delta are the components of proper motion in the R.A. and Declination, respectively, and \delta is the Declination.
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