Wega

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Dieser Artikel behandelt den Stern im Sternbild Leier. Für andere Bedeutungen siehe Wega (Begriffsklärung).
Stern
Wega (α Lyrae)
Position von Wega im Sternbild Leier
Position von Wega im Sternbild Leier
Beobachtungsdaten
ÄquinoktiumJ2000.0, Epoche: J2000.0
Sternbild Leier
Rektaszension 18h 36m 56,34s [1]
Deklination +38° 47′ 1,3″ [1]
Scheinbare Helligkeit +0,03 mag [1]
Typisierung
Spektralklasse A0 V [1]
B−V-Farbindex +0,00 [2]
U−B-Farbindex -0,01 [2]
R−I-Index -0,03 [2]
Veränderlicher Sterntyp Delta-Scuti-Stern
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit (-20,6 ± 0,2) km/s [3]
Parallaxe (130,23 ± 0,36) mas [4]
Entfernung [4] (25,0 ± 0,1) Lj
(7,68 ± 0,02) pc
Visuelle Absolute Helligkeit Mvis +0,60 mag [Anm 1]
Eigenbewegung [4]
Rek.-Anteil: (200,94 ± 0,32) mas/a
Dekl.-Anteil: (286,23 ± 0,40) mas/a
Physikalische Eigenschaften
Masse 2,20 ± 0,10 M [5]
Radius 2,73 ± 0,01 R [6]
Leuchtkraft

37 ± 3 L [5]

Oberflächentemperatur 7600 (Äquator) –
10000 (Pol) K [5]
Metallizität [Fe/H] ca. -0,5 dex [7]
Rotationsdauer 12,5 h
Alter (480 ± 95) · 106 a [5]
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]
Hipparcos-Katalog HIP 91262 [3]
SAO-Katalog SAO 67174 [4]
Tycho-Katalog TYC 3105-2070-1[5]
Weitere Bezeichnungen GJ 721 • LTT 15486 • ADS 11510
Aladin previewer
Anmerkung
Wega war früher Referenzstern für Helligkeit und Fotometrie.
  1. Aus scheinbarer Helligkeit und Entfernung errechnet.

Wega (seltener Vega), 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.

Sie ist Teil des großen Sommerdreiecks und im weißen Licht der hellste Stern des Nordhimmels. Mit ihrer Magnitude von 0,0 diente sie früher als Referenzstern der Helligkeitsmessung (Fotometrie).

Allgemeines[Bearbeiten]

Wega bildet zusammen mit den Hauptsternen der Sternbilder Schwan und Adler das sogenannte Sommerdreieck. Sie ist der fünfthellste Stern am Nachthimmel und nach Arktur der zweithellste Stern in der nördlichen Hemisphäre. Sie ist etwa 25 Lichtjahre von der Sonne entfernt und damit ein relativ nahe gelegener Stern. 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.[8] Aufgrund der Präzessionsbewegung der Erde war Wega etwa vor 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 unser derzeitiger Polarstern.

Die große Helligkeit ließ Friedrich Wilhelm Struve um 1835 vermuten, dass er unserem Sonnensystem relativ nahe sei und eine Entfernungsbestimmung möglich wäre. 1838 gelang ihm die Messung der winzigen Winkelverschiebung als Folge der Erdbahn (nur 0,13″) und damit der Nachweis des heliozentrischen Weltbildes. Allerdings war ihm Bessel damit 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.

Physikalische Eigenschaften[Bearbeiten]

Größenvergleich zwischen Wega (links) und der Sonne (rechts).

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).[9] Es wird vermutet, dass Wega ein veränderlicher Stern ist, der sich periodisch sehr wenig in seiner Helligkeit ändert.[10] Wega hat die doppelte Masse und die 37-fache Leuchtkraft der Sonne.

Wasserstoff wird im Innern des Sternes mittels des 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. Dort ist innen die Strahlungszone und in Richtung Oberfläche folgen die Konvektionszonen.[11][12][13]

Das sichtbare Spektrum wird durch Absorptionslinien des Wasserstoffs, speziell der Linien der Balmer-Serie, dominiert.[14][15] Die Linien der anderen Elemente sind nur schwach ausgeprägt, am ehesten sind noch jene von Magnesium, Eisen und Chrom erkennbar.[16] Die Röntgenstrahlung Wegas ist sehr gering. Dies deutet an, dass die Korona des Sterns sehr schwach ist oder gar nicht existiert.[17]

Da massereiche Sterne ihren Wasserstoff viel schneller als kleinere Sterne fusionieren, ist die Lebenszeit von Wega mit 1 Mrd. Jahren (entspricht etwas weniger als einem Zehntel der Lebenszeit der Sonne) entsprechend kurz.[18] 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.

Rotation[Bearbeiten]

Bisher wurde angenommen, dass Wega ein langsam rotierender Stern mit recht konstanter Oberflächentemperatur sei. Nach Messungen von D. M. Peterson rotiert Wega aber sehr schnell um ihre um 4,5 Grad zu unserer Beobachtungslinie geneigte Achse, und zwar mit 93 % der Geschwindigkeit, die den Stern zerreißen würde.[5]

Untersuchungen mit dem Interferometer CHARA des Mount-Wilson-Observatorium in Kalifornien haben ergeben, dass die Photosphäre Wegas am Äquator um 2400 K kühler als an den Polen ist. Die Ursache, dass die Temperaturen an den Polen 10000 K und am Äquator 7600 K betragen, liegt an der schnellen Rotation um die Polachse innerhalb 12,5 Stunden. Aufgrund dieser schnellen Rotation mit 274 km/s am Äquator ist der Poldurchmesser gegenüber dem Äquatordurchmesser um 23 % abgeplattet, da die Äquatorregion durch die Zentrifugalkraft ausgebaucht wird.

Der Temperaturunterschied lässt sich durch die Position der Polarregion erklären, die sich wesentlich näher am heißen Sterninnern befindet. Dieser Effekt wird als Schwerkraft-Abdunklung bezeichnet. Von der Erde aus blickt man auf einen der Pole Wegas.

Häufigkeit der Elemente[Bearbeiten]

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 32 % 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: ZSonne = 0,0172 ± 0,002.[19] Damit enthält Wega nur etwa 0,54 % schwerere Elemente als Helium.

Die ungewöhnlich geringe Metallizität Wegas macht sie zu einem schwachen Lambda-Bootis-Stern (einer Gruppe von Sternen mit geringer Metallizität).[20][21] Jedoch bleibt der Grund der Existenz von solch chemisch ungewöhnlichen A0-F0-Spektralklassensternen unklar. Eine Möglichkeit besteht in der Diffusion oder im Materieverlust der Sterne. Stellare Modelle zeigen jedoch, dass dies normalerweise nur am Ende der Lebenszeit der Phase der Fusion von Wasserstoff auftreten würde. Der Stern könnte auch aus einer interstellaren Wolke aus Gas oder Staub, die ungewöhnlich arm an Metallen war, entstanden sein.[22]

Das beobachtete Verhältnis von Helium zu Wasserstoff Wegas liegt bei 0,030 ± 0,005, was etwa 40 % niedriger ist als das 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. [23]

Magnetfeld[Bearbeiten]

2009 wurde von französischen Astronomen ein Magnetfeld mit dem stellaren Spektropolarimeter NARVAL des Bernard-Lyot-Teleskops nachgewiesen. Im Spektrum des Sterns fanden sie den sogenannten 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.[24]

System[Bearbeiten]

Durch Messungen im Infrarotbereich weiß man, dass es Materieansammlungen um Wega gibt. Wega war der erste Stern (1983), bei dem man eine Staubscheibe entdeckte.

Vermehrte Infrarotstrahlung[Bearbeiten]

Das vom Spitzer-Weltraumteleskop aufgenommene Infrarot-Bild (Wellenlänge 24 µm) zeigt nicht den Stern selbst, sondern die Staubscheibe, die Wega umgibt. Ihr Radius beträgt mindestens 815 AE.

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.[25]

Staubscheibe[Bearbeiten]

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 in unserem Sonnensystem ähnlich.[26]

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 unserem 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.[27]

Sterne, die eine übermäßige Abstrahlung aufgrund des Staubes im Infrarotbereich des Spektrums zeigen, werden auch „Wega-artige“ Sterne genannt.[28] Unregelmäßigkeiten in Wegas Staubscheibe könnten auch zumindest auf einen Planeten hindeuten, der eine Größe ähnlich der Jupiters[29] aufweisen könnte, der Wega umrundet.[30]

Mögliches Planetensystem[Bearbeiten]

Trotz intensiver Suche und vielen Vermutungen konnte bis heute noch kein Planet nachgewiesen werden. Ein Planetensystem kann jedoch auch nicht ausgeschlossen werden.

Bewegung[Bearbeiten]

Die scheinbare Bewegung von Wega: die lila Linie zeigt die Eigenbewegung, die grüne Kurvenlinie stellt die tatsächliche Bewegung am Himmel dar (Parallaxe aus Winkelperspektive und Eigenbewegung überlagert).

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 aufzuweisen.

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. [31]

Geschichte[Bearbeiten]

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 dessen Spektrum ebenfalls abgelichtet wurde.

Kultur und Literatur[Bearbeiten]

In der chinesischen Liebesgeschichte vom Kuhhirten und 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) von dem Kuhhirten (Altair) getrennt ist.

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

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 der nachgebauten Maschine zum Wega-System.

Die männliche Hauptperson Adam Bates aus dem Roman Adam und Lisa 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.

In den ersten sechs Folgen der Hörspielserie Commander Perkins 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.

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

Literatur[Bearbeiten]

Weblinks[Bearbeiten]

 Commons: Wega – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise[Bearbeiten]

  1. a b c Hipparcos-Katalog (ESA 1997)
  2. a b c Bright Star Catalogue
  3. Pulkovo radial velocities for 35493 HIP stars
  4. a b c Hipparcos, the New Reduction (van Leeuwen, 2007)
  5. a b c d e D. M. Peterson: "Vega is a rapidly rotating star" in Nature, 20. März 2006
  6. J. P. Aufdenberg: "First results from the CHARA Array: VII. Long-Baseline Interferometric Measurements of Vega Consistent with a Pole-On, Rapidly Rotating Star?" in Astrophysical Journal, 2006 (PDF; 2,0 MB)
  7. T. Kinman: "The determination of Teff for metal-poor A-type stars using V and 2MASS J, H and K magnitudes" in "Astronomy and Astrophysics", September 2002
  8. Austin F. Gulliver, Hill, Graham; Adelman, Saul J.: Vega: A rapidly rotating pole-on star. In: The Astrophysical Journal. 429, Nr. 2, 1994, S. L81-L84. Abgerufen am 29. Oktober 2007.
  9. T. Kinman, Castelli, F.: The determination of Teff for metal-poor A-type stars using V and 2MASS J, H and K magnitudes. In: Astronomy and Astrophysics. 391, 2002, S. 1039-1052. Abgerufen am 30. Oktober 2007.
  10. Vasil'yev I.A.: On the Variability of Vega. Commission 27 of the I.A.U., 17. März 1989, abgerufen am 30. Oktober 2007.
  11. Matthew Browning, Brun, Allan Sacha; Toomre, Juri: Simulations of core convection in rotating A-type stars: Differential rotation and overshooting. In: Astrophysical Journal. 601, 2004, S. 512-529. Abgerufen am 9. Dezember 2007.
  12. Thanu Padmanabhan: Theoretical Astrophysics. Cambridge University Press, 2002, ISBN 0-521-56241-4.
  13. Kwong-Sang Cheng: Chapter 14: Birth of Stars. In: Nature of the Universe. Honk Kong Space Museum, 2007, abgerufen am 26. November 2007.
  14. Michael Richmond: The Boltzmann Equation. Rochester Institute of Technology, abgerufen am 15. November 2007.
  15. Donald D. Clayton: Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. University of Chicago Press, 1983, ISBN 0-226-10953-4.
  16. E. Michelson: The near ultraviolet stellar spectra of alpha Lyrae and beta Orionis. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 197, 1981, S. 57-74. Abgerufen am 15. November 2007.
  17. J. H. M. M. Schmitt: Coronae on solar-like stars.. In: Astronomy and Astrophysics. 318, 1999, S. 215-230. Abgerufen am 15. November 2007.
  18. J. G. Mengel, Demarque, P.; Sweigart, A. V.; Gross, P. G.: Stellar evolution from the zero-age main sequence. In: Astrophysical Journal Supplement Series. 40, 1979, S. 733-791. Abgerufen am 5. November 2007.
  19. H. M. Antia, Basu, Sarbani: Determining Solar Abundances Using Helioseismology. In: The Astrophysical Journal. 644, Nr. 2, 2006, S. 1292-1298. Abgerufen am 5. November 2007.
  20. P. Renson, Faraggiana, R.; Boehm, C.: Catalogue of Lambda Bootis Candidates. In: Bulletin d'Information Centre Donnees Stellaires. 38, 1990, S. 137–149. Abgerufen am 7. November 2007.—Entry for HD 172167 on p. 144.
  21. H. M. Qiu, Zhao, G.; Chen, Y. Q.; Li, Z. W.: The Abundance Patterns of Sirius and Vega. In: The Astrophysical Journal. 548, Nr. 2, 2001, S. 77-115. Abgerufen am 30. Oktober 2007.
  22. Peter Martinez, Koen, C.; Handler, G.; Paunzen, E.: The pulsating lambda Bootis star HD 105759. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 301, Nr. 4, 1998, S. 1099-1103. Abgerufen am 5. November 2007.
  23. Saul J. Adelman: An elemental abundance analysis of the superficially normal A star VEGA. In: Astrophysical Journal, Part 1. 348, 1990, S. 712-717. Abgerufen am 7. November 2007.
  24. Vorlage:Internetquelle/Wartung/Zugriffsdatum nicht im ISO-FormatVorlage:Internetquelle/Wartung/Datum nicht im ISO-FormatStefan Deiters: Wega hat ein Magnetfeld. astronews.com, 24. Juni 2009, abgerufen am 24. Juni 2009.
  25. D. A. Harper, Loewenstein, R. F.; Davidson, J. A.: On the nature of the material surrounding VEGA. In: Astrophysical Journal, Part 1. 285, 1984, S. 808-812. Abgerufen am 2. November 2007.
  26. K. Y. L. Su et al: The Vega Debris Disk: A Surprise from Spitzer. In: The Astrophysical Journal. 628, 2005, S. 487-500. Abgerufen am 2. November 2007.
  27. Vorlage:Internetquelle/Wartung/Zugriffsdatum nicht im ISO-FormatVega. Sol Company, abgerufen am 24. Juni 2009 (englisch).
  28. Inseok Song, Weinberger, A. J.; Becklin, E. E.; Zuckerman, B.; Chen, C.: M-Type Vega-like Stars. In: The Astronomical Journal. 124, Nr. 1, 2002, S. 514-518. Abgerufen am 10. November 2007.
  29. D. Wilner, Holman, M.; Kuchner, M.; Ho, P.T.P.: Structure in the Dusty Debris around Vega. In: The Astrophysical Journal. 569, 2002, S. L115-L119. Abgerufen am 30. Oktober 2007.
  30. 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, 2002, S. 1321-1340. Abgerufen am 30. Oktober 2007.
  31. Sky and Telescope, April 1998.