Alpha Lyrae

Stern Wega (α Lyr)
Position von Wega im Sternbild Leier.
Beobachtungsdaten Epoche: J2000.0
Sternbild	Leier
Rektaszension	18h 36m 56,3s
Deklination	+38° 47′ 01″
Scheinbare Helligkeit	0,00m
Typisierung
Spektralklasse	A0 V
U-B Farbindex	0,00
B-V Farbindex	0,00
Veränderlicher Sterntyp	Delta-Scuti-Stern
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit	(−13,9 ± 0,9) km/s
Parallaxe	(128,93 ± 0,55) mas
Entfernung	(25,30 ± 0,11) Lj ((7,76 ± 0,03) pc)
Absolute Helligkeit	0,58 mag
Eigenbewegung
Rek.-Anteil:	201,02 mas/a
Dekl.-Anteil:	287,46 mas/a
Physikalische Eigenschaften
Masse	2,8 M☉
Radius	2,73 R☉
Leuchtkraft	56 L☉
Oberflächentemperatur	9500 K
Metallizität $\begin{smallmatrix} \left [ \frac{\mathrm{Fe}}{\mathrm{H}} \right ]\end{smallmatrix}$	ca. -0,5 dex
Rotationsdauer	12,5 h
Alter	3,5 · 108 a
Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge
Bayer-Bezeichnung α Lyrae Flamsteed-Bezeichnung 3 Lyrae Bonner Durchmusterung BD +38° 3238 Bright-Star-Katalog HR 7001 Henry-Draper-Katalog HD 172167 SAO-Katalog SAO 67174[1] Tycho-Katalog TYC 3105-2070-1[2] Hipparcos-Katalog HIP 91262 Weitere Bezeichnungen GJ 721, LTT 15486, ADS 11510
Anmerkung
Wega war der Referenzstern für die Helligkeit und Fotometrie.

Wega, 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.

Allgemeines

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 25,3 Lj. von der Sonne entfernt und damit ein relativ nahe gelegener Stern. Zusammen mit Arktur und Sirius ist Wega einer der hellsten Sterne 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.^[1] Aufgrund der Präzessionsbewegung der Erde war Wega etwa vor 14.000 Jahren der Polarstern und die Erdachse wird etwa im Jahr 14000 wieder in Richtung Wega zeigen. Jedoch wird Wega dem Himmelspol nicht so nahe stehen wie der Polarstern.

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 Refraktor 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.

Wega diente als Nullpunkt zur Kalibrierung der astronomischen fotometrischen Helligkeitsskala und war einer der Sterne, die als Durchschnittswerte für das fotometrische UBV-System definiert wurden. Mit dem Spektraltyp A0 Leuchtkraftklasse V war Wega definitionsgemäß auch Nullpunkt des astronomisch-photometrischen Farbsystems.

Physikalische Eigenschaften

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

Wega ist ein bläulich-weißer Hauptreihenstern, der in seinem Kern Wasserstoff zu Helium fusioniert. Mit einem Alter von ungefähr 386 bis 511 Millionen Jahren zählt Wega noch zu den ziemlich jungen Sternen. Sie ist relativ arm an Metallen (Elemente, die eine höhere Ordnungszahl als Helium haben).^[2] Es wird vermutet, dass Wega ein veränderlicher Stern ist, der sich periodisch sehr wenig in seiner Helligkeit ändert.^[3] Wega weist die doppelte Masse und die 37-fache Leuchtkraft der Sonne auf.

Wasserstoff wird zu Helium mittels dem Bethe-Weizsäcker-Zyklus (CNO-Zyklus) im Inneren des Sterns 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.^[4][5][6]

Das sichtbare Spektrum wird durch Absorptionslinien des Wasserstoffs, speziell der Linien der Balmer-Serie, dominiert.^[7][8] Die Linien der anderen Elemente sind nur schwach ausgeprägt, am ehesten sind noch jene von Magnesium, Eisen und Chrom erkennbar.^[9] Die Röntgenstrahlung Wegas ist sehr gering. Dies deutet an, dass die Korona des Sterns sehr schwach ist oder gar nicht existiert.^[10]

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.^[11] 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

Wega rotiert sehr schnell.

Bisher wurde angenommen, dass Wega ein langsam rotierender Stern mit recht konstanter Oberflächentemperatur sei. Nach Messungen von D.M. Peterson^[12] 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.

Untersuchungen mit dem Interferometer CHARA des Mount-Wilson-Observatorium in Kalifornien haben ergeben, dass die Photosphäre Wegas am Äquator um 2500 K kühler als an den Polen ist. Die Ursache, dass die Temperaturen an den Polen 10150 K und am Äquator 7650 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.

Dadurch, dass sich die polare Oberfläche wesentlich näher am heißen Sterneninneren befindet, lässt sich dieser Temperaturunterschied erklären. Dieser Effekt wird als Schwerkraft-Abdunklung bezeichnet. Von der Erde aus blickt man auf einen der Pole Wegas.

Häufigkeit der Elemente

Astronomen bezeichnen Elemente, die eine höhere Ordnungszahl als Helium aufweisen, 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 Sonne an Elementen schwerer als Helium beträgt etwa: Z_Sonne = 0,0172 ± 0,002.^[13] Damit enthält Wega nur etwa 0,54% schwerere Elemente als Helium.

Die ungewöhnlich geringe Metallizität Wegas macht sie zu einem schwachen „Lambda Boötis“-Stern (einer Gruppe von Sternen mit geringer Metallizität).^[14][15] 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.^[16]

Das beobachtete Verhältnis von Helium zu Wasserstoff Wegas liegt bei 0,030 ± 0,005, das 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. ^[17]

System

Durch Messungen im Infrarotbereich weiß man, dass es Materieansammlungen um Wega gibt.

Vermehrte Infrarotstrahlung

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.^[18]

Staubscheibe

Wega, aufgenommen vom Spitzer-Weltraumteleskop.
Bemerkung: Das Infrarot-Bild zeigt die Wega umgebende Staubscheibe mit einem Durchmesser von mehrerern hundert AE, nicht den Stern selbst.

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.^[19]

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.

Sterne, die eine übermäßige Abstrahlung aufgrund des Staubes im Infrarotbereich des Spektrums zeigen, werden auch „Wega-artige“ Sterne genannt.^[20] Unregelmäßigkeiten in Wegas Staubscheibe könnten auch zumindest auf einen Planeten hindeuten, der eine Größe ähnlich des Jupiters^[21] aufweisen könnte, der Wega umrundet.^[22]

Mögliches Planetensystem

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

Bewegung

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^m liegen. ^[23]

Volksglaube

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

Anmerkungen und Einzelnachweise

1. ↑ 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
2. ↑ 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, 2002, S. 1039-1052
3. ↑ Vasil'yev I.A.: On the Variability of Vega. Commission 27 of the I.A.U., March 17, 1989. Abgerufen am 2007-10-30.
4. ↑ 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
5. ↑ Thanu Padmanabhan: Theoretical Astrophysics. Cambridge University Press 2002, ISBN 0-521-56241-4
6. ↑ Kwong-Sang Cheng: Chapter 14: Birth of Stars. In: Nature of the Universe. Honk Kong Space Museum, 2007. Abgerufen am 2007-11-26.
7. ↑ Michael Richmond: The Boltzmann Equation. Rochester Institute of Technology. Abgerufen am 2007-11-15.
8. ↑ Donald D. Clayton: Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. University of Chicago Press 1983, ISBN 0-226-10953-4
9. ↑ 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
10. ↑ J. H. M. M. Schmitt: Coronae on solar-like stars.. In: Astronomy and Astrophysics. 318, 1999, S. 215-230
11. ↑ 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
12. ↑ D.M. Peterson Vega is a rapidly rotating star in Nature, Vol 440, 13. April 2006, S. 896-899.
13. ↑ H. M. Antia, Basu, Sarbani: Determining Solar Abundances Using Helioseismology. In: The Astrophysical Journal. 644, Nr. 2, 2006, S. 1292-1298
14. ↑ P. Renson, Faraggiana, R.; Boehm, C.: Catalogue of Lambda Bootis Candidates. In: Bulletin d'Information Centre Donnees Stellaires. 38, 1990, S. 137–149—Entry for HD 172167 on p. 144.
15. ↑ 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
16. ↑ 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
17. ↑ Saul J. Adelman: An elemental abundance analysis of the superficially normal A star VEGA. In: Astrophysical Journal, Part 1. 348, 1990, S. 712-717
18. ↑ 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
19. ↑ K. Y. L. Su et al: The Vega Debris Disk: A Surprise from Spitzer'. In: The Astrophysical Journal. 628, 2005, S. 487-500
20. ↑ 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
21. ↑ 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
22. ↑ 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
23. ↑ Sky and Telescope, April 1998.

Literatur

• 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

Weblinks

• Doppelsterne im Sternbild Leier, Vega

Siehe auch