.
.
.
.
.
.
.
.
.
歡迎參加每月定期舉辦的Wiki協作聚-台中場、新竹場、花蓮場，一起來為人類知識工程作出貢獻
[關閉]
河鼓二
維基百科，自由的百科全書
（重定向自牛郎星）
本文介紹的是位於天鷹座的恆星。關於河鼓二的其它意思，請參看「河鼓二 (消歧義)」。
Altair
河鼓二在天鷹座的位置
觀測資料
曆元 J2000.0
星座
天鷹座
星官
河鼓（牛宿）
赤經
19h 50m 46.9990s[1]
赤緯
+08° 52′ 05.959″[1]
視星等（V）
0.77 [1]
特性
光譜分類
A7V[1]
U−B 色指數
+0.08 [2]
B−V 色指數
+0.22 [2]
V−R 色指數
0.0 [1]
R−I 色指數
+0.14 [2]
變星類型
盾牌座δ[1]
天體測定
徑向速度 (Rv)
−26.1 ± 0.9 [1] km/s
自行 (μ)
赤經：536.87 [1] mas/yr
赤緯：385.57 [1] mas/yr
視差 (π)
194.45 ± 0.94[1] mas
距離
16.77 ± 0.08 ly
(5.14 ± 0.02 pc)
絕對星等 (MV)
2.21 [註 1]
詳細資料
質量
1.79 [3] M☉
半徑
1.63 to 2.03 [3][註 2] R☉
亮度
10.6 [4] L☉
溫度
6,900 to 8,500 [3][註 2] K
金屬量
[Fe/H] = −0.2 [3]
自轉
8.9 hours [4]
自轉速度 (v sin i)
286 [3] km/s
年齡
<109 [5] 年
其他命名
Atair, α Aquilae, α Aql, Alpha Aquilae, Alpha Aql, 53 Aquilae, 53 Aql, BD+08°4236, FK5 745, GCTP 4665.00, GJ 768, HD 187642, HIP 97649, HR 7557, LFT 1499, LHS 3490, LTT 15795, NLTT 48314, SAO 125122, WDS 19508+0852A.[1][2][6]
參考資料庫
SIMBAD
data
河鼓二，即著名的「牛郎星」，「天鷹座α」（Altair），又叫「牽牛星」或「大將軍」，在日文中稱作「彥星」。
排名全天第十二的明亮恆星，白色。在星空觀測中，是夏季大三角中的一角。它和天鷹座β、γ星的連線正指向織女星。 西方稱呼此星為Altair，是阿拉伯語的「飛翔的大鷲（Al nasr-l'tair:النسر الطائر）」的縮寫。
位置：赤經19時48.3分，赤緯8度44分。
目錄
1 簡介
2 伴星
3 行星系
4 傳說
4.1 東方
4.2 西方
5 參見
6 註釋
7 參考資料
簡介
河鼓二距離太陽系16.7光年，是恆星光譜A型中的主序星。它的質量是太陽的1.7倍，直徑為太陽的1.8倍，亮度是太陽的10.6倍。表面溫度約7000攝氏度。
在2005年發表的一篇論文中，曾有人主張該星事實上是一顆周期為1.5小時，位於盾牌座的δ型脈衝變星。[7]。
該星與著名的天狼星存在很多相似之處：都是非常年輕的恆星（形成時間可能僅有數億年），其核心都是由氫的核聚變反應產生的氦構成。這樣的恆星，在其壽命達到35億年左右時，由於氫原料的耗盡而向內收縮，形成紅巨星，最終演化成白矮星。河鼓二星的自轉速度非常高（每秒286公里，自轉一周需8.9小時），因此在外形上呈現橢球形。其赤道直徑是兩極直徑的1.14倍。
1983年、日本科學家森本雅樹和平林久一起，從史丹福大學的研究室里向河鼓二發射了無線電信號。這也是日本首次參加METI項目（Messaging to Extra-Terrestrial Intelligence），即Active SETI（主動搜尋地外文明計劃）。
伴星
1978年之後，科學家觀測到河鼓二是有3顆伴星的四重聯星。 其三顆伴星分別被命名為WDS 19508+0852B，WDS 19508+0852C，WDS 19508+0852D。但是後來發現此三者很可能是在河鼓二附近出現的不相關恆星，因此尚且有爭議。該三個恆星可能是紅矮星，也可能是褐矮星。2007 年，NASA再次宣布：該三個恆星只是河鼓二（牛郎星）的光學伴星。目前河鼓二已經被認定為單星，不存在伴星系統。另外此三個假的河鼓二伴星視星等全部為9等以下，可以推測它們和太陽距離比較遙遠。
行星系
根據哈伯太空望遠鏡的觀測結果，目前還沒有發現可觀測到的類木行星。
根據科學家的推測，如果在距離河鼓二主星3.4天文單位的位置上存在類地行星的話，在該行星上很可能有液態水。但是考慮到該星系尚還年輕，該類地行星也會像最初10億年的地球一樣，處在隕石和流星不斷撞擊中。即便存在生命的話，只有原始的單細胞生物和細菌能夠存活。
傳說
東方
與天琴座的織女一，構成七夕神話中的牛郎織女。而牛郎星的兩顆伴星——河鼓一和河鼓三則是牛郎與織女所生的兩個孩子。該神話在東亞，東南亞及其他華人地區流傳甚廣，在日本民俗文化中有很高的地位。
西方
在西方的占星學中，該星象徵會發生與爬行動物有關的災害。
參見
織女星
牛郎織女
註釋
^ From apparent magnitude and parallax.
^ 2.0 2.1 Owing to its rapid rotation, Altair's radius is larger at its equator than at its poles; it is also cooler at the equator than at the poles.
參考資料
^ 1.00 1.01 1.02 1.03 1.04 1.05 1.06 1.07 1.08 1.09 1.10 NAME ALTAIR -- Variable Star of delta Sct type, database entry, SIMBAD. Accessed on line November 25, 2008.
^ 2.0 2.1 2.2 2.3 HR 7557, database entry, The Bright Star Catalogue, 5th Revised Ed. (Preliminary Version), D. Hoffleit and W. H. Warren, Jr., CDS ID V/50. Accessed on line November 25, 2008.
^ 3.0 3.1 3.2 3.3 3.4 Imaging the Surface of Altair, J. Monnier et al., Science 317, #5836 (July 20, 2007), pp. 342–345, doi:10.1126/science.1143205, Bibcode: 2007Sci...317..342M, Template:PubMed. Accessed on line November 25, 2008. See second column of Table 1 for stellar parameters.
^ 4.0 4.1 Resolving the Effects of Rotation in Altair with Long-Baseline Interferometry, D. M. Peterson et al., The Astrophysical Journal 636, #2 (January 2006), pp. 1087–1097, doi:10.1086/497981, Bibcode: 2006ApJ...636.1087P; see Table 2 for stellar parameters.
^ Altair, entry, The Internet Encyclopedia of Science, David Darling. Accessed on line November 25, 2008.
^ Entry 19508+0852, The Washington Double Star Catalog, United States Naval Observatory. Accessed on line November 25, 2008.
^ Buzasi et al. 2005 The Astrophysical Journal 619, 1072
[顯示]
檢
論
編
天鷹座恆星
[顯示]
檢
論
編
夏季大三角
分類：
拜耳天體
主序星
天鷹座
牛宿
佛氏天體
格利澤和GJ天體
河鼓 (星官)
織女一
維基百科，自由的百科全書
織女一
織女一在天琴座的位置
觀測資料
曆元 J2000
星座
天琴座
星官
牛宿 織女
赤經
18h 36m 56.3s[1]
赤緯
+38° 47' 01"[1]
視星等（V）
0.03[2]
特性
光譜分類
A0 V[3]
U−B 色指數
-0.01[2]
B−V 色指數
0.00[2]
變星類型
盾牌座δ變星[4]
天體測定
徑向速度 (Rv)
−13.9 ± 0.9[5] km/s
自行 (μ)
赤經：200.94[1] mas/yr
赤緯：286.23[1] mas/yr
視差 (π)
130.23 ± 0.36[1] mas
距離
25.04 ± 0.07 ly
(7.68 ± 0.02 pc)
絕對星等 (MV)
0.58[註 1]
詳細資料
質量
2.135 ± 0.074[7] M☉
半徑
2.26 × 2.78[8] R☉
表面重力 (log g)
4.1 ± 0.1[8]
亮度
37 ± 3[8] L☉
溫度
9602 ± 180[9] K
金屬量
[M/H] = −0.5[9]
自轉
12.5 h
年齡
4.55±0.13億[10] 年
其他命名
Wega[11]，Lucida Lyrae,[12]3 Lyr, GJ 721, HR 7001, BD +38°3238, HD 172167,HIP 91262,[2] GCTP 4293.00, LTT 15486, SAO星表 67174, 依巴谷星表 91262.
織女一又稱為織女星或天琴座α（α Lyr，α Lyrae）是天琴座中最明亮的恆星，在夜空中排名第五，是北半球第二明亮的恆星，僅次於大角星。它與大角星及天狼星一樣，是非常靠近地球的恆星，距離地球只有25.3光年；它也是太陽附近最明亮的恆星之一。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。
天文學家對織女星進行過大量的研究，因此它「無疑是天空中第二重要的恆星，僅次於太陽[13]」。織女星大約在西元前12,000年曾是北半球的極星，但因歲差現象[note 1]，它在13,727年會再度成為北極星，屆時它的赤緯會達到+86°14'[14]。織女星是太陽之外第一顆被人類拍攝下來的恆星，也是第一顆有光譜記錄的恆星。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，觀測者多半可在天頂附近的位置見到織女星，因為身為天文學上星等的標準，其視星等被定義為0等，因此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，因此它的預期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，透過把核心內的氫聚變成氦來發光發熱。織女星比氦重（原子序數較大）的元素豐度異常的低，織女星光度有輕微的周期性變化，因此天文學家懷疑它是一顆變星。它的自轉相當快速，赤道自轉速度是每秒274公里。離心力的影響導致恆星的赤道向外突起，溫度的變化通過光球表面在極點達到最大值。地球上的觀測者視線正朝著織女星的極點[15]。天文學家經過測定後[16]，得知織女星每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%。
天文學家觀測到織女星紅外線輻射超量[註 2]，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果[17]。這些由於塵埃盤造成紅外線輻射超量的恆星被歸類為類織女恆星[18]。織女星盤的分布並不規則，顯示至少有一顆大小類似木星的行星[19]環繞著織女星公轉[20]。
目錄
1 觀測歷史
2 可見性
3 物理特性
3.1 自轉
3.2 元素豐度
3.3 運動學
4 行星系統
4.1 紅外超
4.2 岩屑盤
4.3 可能存在的行星
5 語源和文化象徵
6 參見
7 注釋
8 參考資料
9 外部鏈結
觀測歷史
針對天體攝影的天體攝影術誕生於1840年，當時約翰·威廉·德雷伯使用銀版照相法對月球進行攝影。哈佛大學天文台科學家喬治·菲利普斯·邦德（George Phillips Bond）和約翰·亞當斯·惠普爾（John Adams Whipple）在1840年7月17日對織女星進行攝影，它成為人類第一顆（除了太陽以外）攝影的恆星，也是使用銀版照相法。[21][22][23]亨利·德雷伯在1872年8月對織女星攝影的時候，得到了第一張恆星光譜的照片。這也使得他成為第一個展現恆星吸收譜線的人。[24]天文學家已經在太陽的光譜裡辨識出類似的光譜線。[25]威廉·哈金斯在1879年利用織女星和類似恆星的光譜照片來辨認一系列在該類恆星裡普遍存在的12條「非常強烈的譜線」。後來天文學家辨認出這是氫原子的巴耳麥系譜線[26]。從1943年開始，天文學家將織女星的光譜當成分類其他恆星的標準之一[27]。
天文學家可以藉由地球環繞太陽公轉時，織女星相對於背景恆星的視差測量出它與地球之間的距離。歷史上首先發表恆星視差的人是瓦西里·雅可夫列維奇·斯特魯維，他宣稱的織女星視差值是0.125弧秒（0.125″）[28]，但是弗里德里希·威廉·貝塞爾懷疑斯特魯維發表的數據。當貝塞爾公布恆星系統天鵝座61的 視差為0.314″時，斯特魯維把織女星的視差修正為先前的兩倍左右。這次修正使斯特魯維公佈的數據更有疑問，因此當時大部分天文學家（包括斯特魯維在 內）都認可貝塞爾的數據才是歷史上首次的視差觀測。然而令人吃驚的是，斯特魯維原本公佈的數據與當前天文學家接受的數值0.129″其實非常接近。[29][30]
地球上看到的恆星亮度是使用標準化的對數刻度－視星等來表示，它隨著恆星亮度的增加而減小。肉眼能見的最暗恆星為6等星，而最亮的恆星天狼星星等為-1.47等。為了標準化這個對數刻度，天文學家選擇織女星來作為所有波長的0星等。因此許多年以來，織女星被當作是絕對光度測定的亮度刻度。[31] 然而這種規定沒有延續至今，現在視星等的零點普遍使用特定數值的光流量來表示。這種方法對於天文學家來說更加簡便，因為織女星並不能永遠作為度量的標準。[32]
UBV測光系統測量通過紫外、藍和黃色濾光片的恆星星等，並分別使用U、B、V來表示。天文學家在1950年採用六顆恆星來設置UBV測光系統的初始平均值，織女星是其中之一。這六顆恆星的平均星等被定義為： U - B = B - V = 0。實際上，這些恆星在黃、藍和紫外部分的電磁光譜的星等都是一樣的。[33]因此織女星在可視的範圍內有相對接近的電磁波譜（波長範圍為350-850奈米，人眼大部分都能夠看見），因此光流量密度大致相等，為2000-4000Jy。[34] 然而織女星的光流量密度在紅外波段大幅降低，每5 平方毫米大約為100Jy。[35]
天文學家在1930年代對織女星的光度測定顯示這顆恆星有近±0.03星等的微小光度變化，這個波動範圍接近當時觀測能力的極限，所以天文學家對於織女星光度是否發生變化存有爭議。大衛·鄧拉普天文台（David Dunlap Observatory）在1981年重新測量了織女星的星等並顯示出它有輕微的光度變化，因此天文學家建議將織女星歸類為盾牌座δ變星。[36]這類恆星以類似的方式振蕩，使得恆星的光度存在周期性的脈動。[37]雖然織女星符合這類變星的物理特性，但其他觀測者卻沒有發現這種變化，因此織女星的光度變化可能是測量的系統誤差造成的。[38][39]
天文學家在1979年使用美國白沙飛彈靶場發射的X射線望遠鏡觀測到織女星發出X射線，也是人類首次在太陽以外的單主序星觀測到這種現象[40]。織女星在1983年成為天文學家發現第一顆擁有塵埃盤的恆星。紅外線天文衛星（IRAS）發現織女星發出紅外超輻射，這種現象可能是恆星加熱塵埃盤而輻射出來的。[41]
可見性
夏季大三角
在夏夜的北半球中緯度地區，織女星經常出現在天頂附近[42] ；而對於冬天的南半球中緯度地區，織女星一般低垂在北方的地平線上。由於織女星的赤緯是+38.78°，因此觀測者只能在51° S以北的地區看見它。在南極洲以及南美的大部分地區，織女星不會升到地平線上。在+51° N以北的地區，織女星一直位於地平線上，成為一顆拱極星。織女星會在7月1日午夜左右通過天球子午線，當時的位置最接近天頂。[43]
織女星位於一個稱作夏季大三角的大範圍星群中，夏季大三角包括天琴座的織女星、天鷹座的牛郎星以及天鵝座的天津四。[42] 這個三角形近似一個直角三角形，織女星位於其直角頂點上。由於附近鮮有亮星，所以夏季大三角在北部天空非常突出。[44]
天琴座流星雨是一個大型的流星雨，每年在4月21~22日左右達到極大期。當小型流星以很高的速度進入地球大氣時，它的物質將會蒸發併產生一道光。眾多流星在流星雨期間從同一個方向出現，以觀測者的角度來看，它們發光的尾跡似乎是從天空中的同一點輻射出去。天琴座流星雨的輻射點就在織女星附近，因此也常稱為天琴座α流星雨。天琴座α流星雨實際上是由佘契爾彗星所引起的，與織女星沒有任何關係。[45]
物理特性
織女星的光譜型為A0V，是一顆主序星，顏色為白中透藍，其核心正在發生氫變成氦的核聚變。由於大質量的恆星比小質量的恆星核聚變更快，所以織女星停留在主序星的時間只有約10億年，只有太陽的十分之一。[46] 織女星當前的年齡大約是4億5500萬年，[7] 已經快要超過它在主序星階段壽命的一半。織女星脫離主序星階段後，將變成一顆M型的紅巨星並失去大部分質量，最終成為一顆白矮星。織女星目前的質量超過太陽的2倍[15] ，實際光度為太陽的37倍。織女星可能是一顆盾牌座δ變星，光變周期約為0.107天。[47]
織女星核心產生的能量來自於碳氮氧循環（CNO循環），這是一種以碳、氮、氧原子核為中介，把質子聚合為氦的核聚變過程。進行該核聚變過程需要大約1500萬度的高溫，[48] 高於太陽核心溫度，也比太陽的質子-質子鏈反應效率還高。CNO循環對溫度高度敏感，緊鄰的對流層將核心區聚變反應產生的「灰」均勻散布，[49] 對流層外圍是輻射層，最外層則是大氣層。這與太陽形成鮮明的對照：太陽的中心是輻射層，其外覆蓋的是對流層。[50][51]
天文學家已經對照「標準光源」對織女星的能量通量進行精確地測量。這顆恆星在波長為5480 Å的波段光通量為3,650Jy，誤差範圍2%。[52]氫的吸收光譜線在織女星的可見光譜中占據主導地位，特別是在電子主量子數n=2的巴耳末系。[53][54] 其他元素的譜線相對來說比較微弱，其中比較強烈的譜線是電離的鎂、鐵、鈣線。[55] 織女星的X射線輻射很微弱，這表明織女星的日冕肯定很微弱甚至不存在。[56]因為織女星的極點朝向地球，所以極區日冕洞可能存在[40][57]。天文學家可能難以証實日冕確實存在，因為許多X射線並不會隨著可見光一起被恆星發射出去[57][58]。
南比戈爾天文台（Observatoire du Pic du Midi de Bigorre）的一個天文學家小組使用磁分光偏振法偵測到織女星的表面存在磁場，這是天文學家首次在A型光譜型恆星、而不是Ap和Bp星這類化學豐度特殊的特殊星上偵測到磁場。其磁場視線方向的平均磁通量為−0.6±0.3高斯[59] 與太陽表面的平均磁場強度相當。[60]織女星的磁場約為30高斯，而太陽約為1高斯[40]。
織女星（左）與太陽（右）的大小比較
自轉
天文學家曾使用過干涉儀來精準測量織女星半徑，結果顯示它的半徑為太陽半徑的2.73±0.01倍。這個數值比天狼星的半徑還大60%，但是恆星模型顯示它應該只比天狼星大約12%，天文學家認為這是因為我們觀測到高速旋轉的織女星極區。高解析度天文中心（CHARA）干涉儀在2005年至2006年之間的觀測證實了這項推論[8]。
織女星的自轉軸與地球觀測者的視線夾角不會超過5°。這顆恆星赤道附近的恆星自轉速率約為274公里/秒（相當於自轉周期為12.5小時），[15] 已達到因離心力效應而解體的速率上限93%。快速自轉導致織女星形狀明顯變扁，赤道半徑比極半徑大23%。（織女星的極半徑為2.26±0.02倍太陽半徑，赤道半徑為 2.78±0.02倍太陽半徑。）[8]地球上觀測者的視線幾乎正對著它的極區，因此織女星看起來比較大。
織女星的兩極地區重力加速度大於赤道地區，所以天文學家根據馮·塞佩爾定理推斷兩極地區的光度也比赤道地區高。這種情況可以從恆星表面有效溫度的變化上觀測到：極區溫度高達1萬K，而赤道區域約為7,600K[15]，所以赤道面的亮度僅為極區的一半。[13][註 3]這種情況導致強烈的重力昏暗效應：相對於普通的基本球對稱恆星而言，如果從極區方向觀測織女星，它會比預期的還要黑暗。溫度梯度還意味著赤道周圍可能存在對流區，[8][61] 而其餘的大氣層基本都處於輻射平衡。[62]
假如織女星是一顆普通球對稱且緩慢自轉的恆星，那麼按當前測定的距離來說，它的絕對光度將是太陽的57倍，遠大於同等質量普通主序星的絕對光度。實際上織女星的絕對光度約為太陽的37倍，而天文學家發現高速旋轉現象解決了這個矛盾[8]。
因為織女星長久以來都是望遠鏡標定的標準星（視星等≈0），高速旋轉的發現可能將挑戰那些將織女星視為普通球對稱恆星的推論。隨著其自轉速度、自轉軸傾角的確定，天文學家可望改進儀器的校準精度。[63]
元素豐度
天文學家把原子量比氦更大的元素稱為「金屬」。織女星光球層的金屬豐度只有太陽大氣層金屬豐度的32%。[註 4] （跟織女星一樣，天狼星的金屬豐度也只有太陽的三分之一。） 太陽的金屬豐度（即比氦更重的元素豐度）約為ZSol = 0.0172 ± 0.002。[64] 從豐度上來說，織女星只有0.54%的組成元素比氦更重。
因為金屬含量異常的低，所以織女星是一顆牧夫座λ型星。[65][66] 然而光譜型A0-F0恆星為何出現如此罕見的化學組成仍舊是個未知數，可能這些化學成份已經擴散出去或恆星質量下降所造成的，雖然恆星模型顯示這種情況通常只發生在恆星的氫燃燒階段末期。這顆恆星誕生於金屬含量異常低的氣體塵埃等星際物質中則是另一種可能的原因。[67]
天文學家觀測到織女星的He/H比例為0.030 ± 0.005，這比太陽低約40%，可能是由於其表面附近的氦對流層消失所引起的。能量傳遞被輻射層所取代可能導致這種與擴散作用大不相同的異常情況。[68]
運動學
恆星的徑向速度是該恆星沿著地球視線方向的運動分量。當織女星遠離遠離地球時，從織女星發出的光線頻率會降低（偏向紅色）；當它逐漸接近地球時，頻率則會升高（偏向藍色），因此天文學家可以藉由測量恆星光譜的紅移或藍移量來計算恆星運動速度。天文學家對織女星的精確測量表明其紅移值為−13.9 ± 0.9 公里/秒[69]，負號表示其相對運動朝向地球。
恆星的自行會使得恆星相對於更遙遠的背景恆星位置產生變化。天文學家對織女星的精確測量顯示它的自行為：赤經方向202.03±0.63毫弧秒/年，赤緯方向287.47±0.54弧秒/年。[70] 織女星的總自行為327.78 弧秒/年[71][註 5] ，所以它的位置在11,000 年之內會移動一度之多。
織女星在銀河座標系統中的空間速率分量為（U, V, W） = （−16.1 ± 0.3, −6.3 ± 0.8, −7.7 ± 0.3），總空間速率為19 公里/秒[72]。面向太陽方向的徑向速率分量為−13.9 公里/秒，而切向速率為9.9 公里/秒。雖然織女星目前只是夜空中第五明亮的恆星，但是因為其逐漸接近太陽而緩慢地變亮。[73] 織女星大約在210,000年後將成為地球夜空中最明亮的恆星；然後在290,000年後達到最高峰（視星等為-0.81），它將是夜空中最明亮的恆星長達270,000年。[74]
織女星的運動數據顯示它屬於北河二移動星群的成員，但是織女星的年齡比其他成員都老，所以是否真有這樣的集團仍有爭議[10]。北河二移動星群大約有16顆恆星，包含天鉤五、氐宿增七、氐宿一、北河二及北落師門。這些恆星在宇宙中以共同的速度朝向同大致的方向運動，並有共同的起源，都誕生自同一個疏散星團[75]。北河二移動星群年齡估計介於1至3億年間，平均空間速度為16.5公里/秒[註 6][72]。
行星系統
紅外超
織女星周圍岩屑盤的中紅外線（24 μm）影像。
紅外線天文衛星發現織女星有紅外超，超過單獨一顆恆星應有的紅外線通量，這也是天文學家早期對於織女星的研究結果之一。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。根據天文學家測量到的織女星距離，這相當於80天文單位（地球環繞太陽公轉的平均軌道半徑）的距離。有人認為這些輻射來自環繞恆星尺寸只有毫米大小的顆粒，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被移除[76]。輻射壓力會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[77]。
天文學家後來持續以193μm波長對織女星進行觀測，發現這些顆粒的通量低於預期，表示這些顆粒的大小必須只有100μm甚至更小。如果要在環繞織 女星的軌道上維持一定數量的塵埃，就必須不斷的補充需求，一個可能維持塵埃數量的機制是盤面中合併天體坍縮並形成行星的程序正在不斷進行[76]。根據實際模型顯示如果從極軸的方向觀察，塵埃分布在半徑120天文單位的圓盤面上，而且圓盤中心有一個半徑不小於80天文單位的洞[78]。
在發現織女星周圍的紅外超之後，天文學家也發現其它恆星因為塵埃的排放所產生的也出現類似的異常現象。迄2002年，天文學家大約已經發現400顆這類恆星，他們歸類為"類織女星"或"織女星超"恆星，並相信這些發現可能會提供太陽系起源的線索[18]。
岩屑盤
史匹哲太空望遠鏡在 2005年獲得織女星塵埃的高解析影像，顯示塵埃盤在波長24μm延展至43″（330天文單位），在波長70μm 是70″（543天文單位），而在波長160μm是105″（815天文單位）。這些分布更廣泛的塵埃盤是由大小在1–50μm的球形和不規則塵埃粒子所 構成，估計這些塵粒的總質量是3 ×10-3倍地球質量。這些塵粒須要類似太陽系古柏帶的小行星互相碰撞才能產生。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[17]。
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。
天文學家估計岩屑盤的內徑是11″±2″（70至102天文單位），該塵埃盤是較大型的岩屑碰撞後產生的碎片被輻射壓推向外圍所產生的。天文學家根據織女星的壽命，認為須要巨大的起始質量（估計為數百倍木星質量）來維持其塵埃盤。因此原先產生中等大小（或更大）的彗星或小行星可能性更高，後來這些天體與小型的天體或其它物體碰撞，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產生更多的塵粒，它最終將會消失。
帕洛瑪測試干涉儀在2001年的觀測結果[79]與稍後威爾遜山天文台高解析度天文中心在2006年的觀測結果都顯示織女星擁有內塵埃帶。這個外星黃道塵位在距離恆星8天文單位的範圍內，可能是恆星系內動力擾動的證據[80]。它可能是彗星或小行星猛烈的轟擊造成的，並且可能是行星系統存在的證據[81]。
可能存在的行星
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″（70天文單位）的明亮區域。這個可能存在的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[82]，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[83]。
天文學家要確定行星的性質相當困難，一篇發表於2002年論文認為這個團塊是偏心軌道上的一顆相當於木星質量的天體。軌道上聚集的塵埃與行星產生平均運動共振（它們的軌道周期與行星形成簡單的整數分數比）導致團塊形成[19]。
天文學家在2003年曾提出一種假設，認為一顆約當海王星質量的天體經歷超過5,600萬年的時間，從40天文單位遷徙至65天文單位的位置[20]，這個公轉軌道比較遙遠，可以讓岩石行星在比較接近織女星位置形成。這種行星遷徙可能需要與另一顆行星的重力產生交互作用，該行星質量更大，但是公轉軌道較小[84]。
天文學家在2005年使用昴星團望遠鏡日冕儀進一步確認這顆環繞織女星的行星質量介於木星的5至10倍之間[85]。天文學家在2007年使用更新且更敏銳布爾高原（Plateau de Bure）干涉儀來觀側該團塊，觀測結果顯示塵埃盤平滑且對稱，並未發現先前觀測到的團塊，假設的氣體巨行星是否存在也有疑慮[86]。
雖然人類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存在。行星環繞織女星的軌道傾角可能對準這顆恆星的赤道平面[87]。如果人類站在環繞織女星的假設行星上觀看星空，太陽只是位於天鴿座的一顆4.3等暗星[註 7]。
語源和文化象徵
阿拉伯人稱織女星為wāqi『（意思為「掉落」或「著陸」），而an-nasr al-wāqi『則是指「掉落的老鷹」[88]。埃及天文學家Al Achsasi Al Mouakket制定的星表則稱這顆恆星為Al Nesr al Waki，後來被翻成拉丁語Vulture Cadens[89][註 8]。古埃及將這個星座視為一隻禿鷹[91]，而古印度則將這個星座視為一隻老鷹或禿鷹[92]。阿方索十世下令編製的《阿方索星表》（Alfonsine Tables）[93]中已經記錄下織女星的阿拉伯語名稱[11]。
由於地球的自轉，恆星的位置每晚都會發生變化。然而如果一顆恆星位於地球自轉軸指向的位置時，它任何時候都會保持在固定的位置，這種恆星稱為指極星。地球自轉軸的位置隨著一個稱為進動過程而逐漸發生變化。每個完整的進動周期需要25,770 年，[94] 這期間地球的旋轉軸在天球上畫出一個圓形的軌跡，這個軌跡會接近幾顆著名的恆星。當前這顆星是北極一，但是大約公元前12,000 年，地軸離織女星大概只有5°。隨著進動持續，地軸會在約公元14,000年的時候重新接近織女星。[95]它將是歷史上最明亮的北極星。[21]
對北玻里尼西亞人來說，織女星是眾所周知的年星（whetu o te tau）。它在歷史上曾象徵著新年的開始，應該準備播種。但最終這個功能被昴星團所替代。[96]
恆星在天球北極的移動路徑，織女星是附近最明亮恆星
亞述人把織女星稱為「天堂判官」（Dayan-same），而阿卡德語中則稱它為「天堂之魂」（Tir-anna）。 在巴比倫天文學中，織女星可能曾經是稱為Dilgan（意為「光之信使」）的恆星之一。對古希臘人來說，天琴座是俄耳甫斯（Orpheus）的豎琴，而織女星就是豎琴的柄。[97] 而在羅馬帝國，秋天的起點就是基於織女星在特定的時刻從地平線升起的時候開始的。[21]
在中國神話里有一個七夕的故事，講述牛郎（牛郎星）和他的兩個孩子（河鼓一和河鼓三）與他們的母親織女（織女星）遭到銀河所分隔。[98] 然而喜鵲會在每年中國農曆的七月初七於銀河上搭起一座橋，讓牛郎和織女短暫地相會。日本的七夕節（Tanabata）把織女星稱作「織姫」也是根據這個傳說。[99]
織女星在拜火教中有時候會與一個叫做Vanant（意思是「征服者」）的小神聯繫在一起。[100] 織女星在印度神話中被稱作Abhijit。摩訶婆羅多的作者廣博仙人（毗耶娑，Maharshi Vyas）在摩訶婆羅多的森林篇（Vana Parva ，Chap.230, Verses 8-11）這章提到：「昴星團與織女互相競爭，所以它在夏季至點現身，於是織女從夜空中消失」。P·V·Vartak 在著作《The Scholarly Dating of Mahabharat》中認為這是因為織女星從西元前12000年開始逐漸接近天球極點所致[101]。
中古時代的天文學家將織女星視為吉普賽人之星其中之一[102]，認為它與橄欖石及香薄荷有關。德國天文學家海因里希·科尼利厄斯·阿格里帕（Heinrich Cornelius Agrippa）使用卡巴拉符號來表示織女星（當時稱為Vultur cadens）[103]。Waghi、Vagieh及Veka在中古時代星表中都代表織女星[43]。
雪佛蘭於1971年推出Chevrolet Vega，織女星成為第一顆被當作汽車名稱的恆星[104]。歐洲太空總署研發的織女星運載火箭[105]及洛克希德公司生產的Lockheed Vega也都是以織女星來命名[106]。英國企鵝咖啡館樂團也將織女星當作歌曲名稱，收錄於《Concert Program》專輯中[107]。
參見
牛郎星
牛郎織女
恆星亮度列表
注釋
^ 地球自轉軸傾斜，再加上日月對地球各部份的引力並不一致，使地球自轉軸緩慢轉圈，週期約兩萬六千年，稱為歲差現象。
^ 天文學家利用視星等及視差（分別使用m及π來代表）可以算出絕對星等Mv[6]:
^ 天體輻射出的紅外線流量比天文學家視為黑體的恆星還多
^ 如果從兩極方向觀測這顆恆星，織女星呈圓形；而從赤道方向觀測，它會呈橢圓形。橢圓面積僅為圓面積的81%，因此赤道面方向的能量輻射較兩極方向小。另外根據斯特藩－玻爾茲曼定律得知輻射強度與絕對溫度的4次方成正比，因此織女星赤道方向的輻射僅為兩極方向的33%:
^ 金屬量為−0.5，相對於太陽的金屬量比例來自：
^ 總自行運動可以通過以下式子得到： . 及分別代表自行運動的組成要素，是指赤緯
^ U = −10.7 ± 3.5, V = −8.0 ± 2.4, W = −9.7 ± 3.0 km/s. 淨速度為:
^ 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 計算得到的。
^ 意思是一隻禿鷹停在地上並收起翅膀[90]
參考資料
^ 1.0 1.1 1.2 1.3 1.4 van Leeuwen, F., Validation of the new Hipparcos reduction, Astronomy and Astrophysics. November 2007, 474 (2): 653–664, doi:10.1051/0004-6361:20078357, Bibcode 2007A&A...474..653V
^ 2.0 2.1 2.2 2.3 Staff, V* alf Lyr – Variable Star, SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg [2007-10-30]—use the "display all measurements" option to show additional parameters.
^ Morgan, W. W.; Keenan, P. C., Spectral Classification, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 11: 29, doi:10.1146/annurev.aa.11.090173.000333, Bibcode 1973ARA&A..11...29M
^ Fernie, J. D., On the variability of Vega, Astronomical Society of the Pacific. 1981, 93 (2): 333–337, doi:10.1086/130834, Bibcode 1981PASP...93..333F
^ Evans, D. S., The Revision of the General Catalogue of Radial Velocities, Proceedings from IAU Symposium no. 30, London, England: Academic Press. June 20–24, 1966: 57, Bibcode 1967IAUS...30...57E
^ Tayler, Roger John, The Stars: Their Structure and Evolution, Cambridge University Press. 1994: 16, ISBN 0-521-45885-4
^ 7.0 7.1 Yoon, Jinmi; Peterson, Deane M.; Kurucz, Robert L.; Zagarello, Robert J. A New View of Vega's Composition, Mass, and Age. The Astrophysical Journal. 2010.January, 708 (1): 71–79. Bibcode:2010ApJ...708...71Y. doi:10.1088/0004-637X/708/1/71.
^ 8.0 8.1 8.2 8.3 8.4 8.5 8.6 Aufdenberg, J.P.; Ridgway, S.T. et al.. First results from the CHARA Array: VII. Long-Baseline Interferometric Measurements of Vega Consistent with a Pole-On, Rapidly Rotating Star? (PDF). Astrophysical Journal. 2006, 645: 664–675 [2007-11-09]. doi:10.1086/504149.
^ 9.0 9.1 Kinman, T.; Castelli, F. The determination of Teff for metal-poor A-type stars using V and 2MASS J, H and K magnitudes. Astronomy and Astrophysics. 2002, 391: 1039–1052 [2007-10-30]. doi:10.1051/0004-6361:20020806.
^ 10.0 10.1 Yoon, Jinmi 等., A New View of Vega's Composition, Mass, and Age, The Astrophysical Journal. January 2010, 708 (1): 71–79, doi:10.1088/0004-637X/708/1/71, Bibcode 2010ApJ...708...71Y
^ 11.0 11.1 Allen, Richard Hinckley, Star Names: Their Lore and Meaning, Courier Dover Publications. 1963, ISBN 0486210790
^ Kendall, E. Otis, Uranography: Or, A Description of the Heavens; Designed for Academics and Schools; Accompanied by an Atlas of the Heavens, Philadelphia: Oxford University Press. 1845
^ 13.0 13.1 Gulliver, Hill, Austin F.; Graham; Adelman, Saul J. Vega: A rapidly rotating pole-on star. The Astrophysical Journal. 1994, 429 (2): L81–L84 [2007-10-29]. doi:10.1086/187418.
^ Calculation by the Stellarium application version 0.10.2. [2009-07-28].
^ 15.0 15.1 15.2 15.3 Peterson, D. M.; Hummel, C. A.; Pauls, T. A.; Armstrong, J. T.; Benson, J. A.; Gilbreath, G. C.; Hindsley, R. B.; Hutter, D. J.; Johnston, K. J.; Mozurkewich, D.; Schmitt, H. R. Vega is a rapidly rotating star. Nature. 1999, 440 (7086): 896–899. arXiv:astro-ph/0603520. Bibcode:2006Natur.440..896P. doi:10.1038/nature04661. PMID 16612375.
^ [1]
^ 17.0 17.1 Su, K. Y. L. et al.. The Vega Debris Disk: A Surprise from Spitzer. The Astrophysical Journal. 2005, 628 (1): 487–500 [2007-11-02]. arXiv:astro-ph/0504086. Bibcode:2005ApJ...628..487S. doi:10.1086/430819.
^ 18.0 18.1 Song, Inseok; Weinberger, A. J.; Becklin, E. E.; Zuckerman, B.; Chen, C. M-Type Vega-like Stars. The Astronomical Journal. 2002, 124 (1): 514–518. arXiv:astro-ph/0204255. Bibcode:2002AJ....124..514S. doi:10.1086/341164.
^ 19.0 19.1 Wilner, D.; Holman, M.; Kuchner, M.; Ho, P.T.P. Structure in the Dusty Debris around Vega. The Astrophysical Journal. 2002, 569 (2): L115–L119. arXiv:astro-ph/0203264. Bibcode:2002ApJ...569L.115W. doi:10.1086/340691.
^ 20.0 20.1 Wyatt, M. Resonant Trapping of Planetesimals by Planet Migration: Debris Disk Clumps and Vega's Similarity to the Solar System. The Astrophysical Journal. 2002, 598 (2): 1321–1340. arXiv:astro-ph/0308253. Bibcode:2003ApJ...598.1321W. doi:10.1086/379064.
^ 21.0 21.1 21.2 Allen, Richard Hinckley. Star Names: Their Lore and Meaning. Courier Dover Publications. 1963. ISBN 0486210790.
^ Barger, M. Susan; White, William B. The Daguerreotype: Nineteenth-Century Technology and Modern Science. JHU Press. 2000. ISBN 0801864585.
^ Holden, Edward S.; Campbell, W. W. Photographs of Venus, Mercury and Alpha Lyræ in Daylight.. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 1890, 2 (10): 249–250 [2007-11-18]. doi:10.1086/120156.
^ Barker, George F. On the Henry Draper Memorial Photographs of Stellar Spectra. Proceedings of the American Philosophical Society. 1887, 24: 166–172.
^ Spectroscopy and the Birth of Astrophysics. American Institute of Physics. [2007-11-15].
^ Hentschel, Klaus. Mapping the Spectrum: Techniques of Visual Representation in Research and Teaching. Oxford University Press. 2002. ISBN 0198509537.
^ Garrison, R. F., Anchor Points for the MK System of Spectral Classification, Bulletin of the American Astronomical Society. December 1993, 25: 1319 [2012-02-04], Bibcode 1993AAS...183.1710G
^ Berry, Arthur. A Short History of Astronomy. New York: Charles Scribner's Sons. 1899.
^ Débarbat, Suzanne. The First Successful Attempts to Determine Stellar Parallaxes in the Light of the Bessel/Struve Correspondances//Mapping the Sky: Past Heritage and Future Directions. Springer. 1988. ISBN 9027728100.
^ Anonymous. The First Parallax Measurements. Astroprof. 2007-06-28 [2007-11-12].
^ Garfinkle, Robert A. Star-Hopping: Your Visa to Viewing the Universe. Cambridge University Press. 1997. ISBN 0521598893.
^ Cochran, A. L. Spectrophotometry with a self-scanned silicon photodiode array. II - Secondary standard stars. Astrophysical Journal Supplement Series. 1981, 45: 83–96 [2007-11-12]. doi:10.1086/190708.
^ Johnson, H. L.; Morgan, W. W. Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas. Astrophysical Journal. 1953, 117: 313–352 [2007-11-05]. doi:10.1086/145697.
^ Walsh, J. Alpha Lyrae (HR7001). Optical and UV Spectrophotometric Standard Stars. ESO. 2002-03-06 [2007-11-15].—flux versus wavelength for Vega.
^ McMahon, Richard G. Notes on Vega and magnitudes (Text). University of Cambridge. 2005-11-23 [2007-11-07].
^ Fernie, J. D. On the variability of VEGA. Astronomical Society of the Pacific. 1999, 93: 333–337 [2007-11-11]. doi:10.1086/130834.
^ A. Gautschy, H. Saio. Stellar Pulsations Across The HR Diagram: Part 1. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 1995, 33: 75–114 [2007-05-14]. doi:10.1146/annurev.aa.33.090195.000451.
^ I.A., Vasil'yev; Merezhin, V. P.; Nalimov, V. N.; Novosyolov, V. A. On the Variability of Vega. Commission 27 of the I.A.U. 1989-03-17 [2007-10-30].
^ Hayes, D. S.. Stellar absolute fluxes and energy distributions from 0.32 to 4.0 microns. Proceedings of the Symposium, Calibration of fundamental stellar quantities. Como, Italy: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co.. May 24–29, 1984: pp. 225–252 [2007-11-12].
^ 40.0 40.1 40.2 Topka, K. 等., Detection of soft X-rays from Alpha Lyrae and Eta Bootis with an imaging X-ray telescope, Astrophysical Journal. 1979, 229: 661, doi:10.1086/157000, Bibcode 1979ApJ...229..661T
^ Harvey, Paul E.; Wilking, Bruce A.; Joy, Marshall. On the far-infrared excess of Vega. Nature. 1984, 307: 441–442 [2007-11-12]. doi:10.1038/307441a0.
^ 42.0 42.1 Pasachoff, Jay M. A Field Guide to Stars and Planets Fourth. Houghton Mifflin Field Guides. 2000. ISBN 0395934311.
^ 43.0 43.1 Burnham, Robert J. R., Burnham's Celestial Handbook: An Observer's Guide to the Universe Beyond the Solar System, vol. 2, Courier Dover Publications. 1978, ISBN 0486235688
^ Upgren, Arthur R. Night Has a Thousand Eyes: A Naked-Eye Guide to the Sky, Its Science, and Lore. Basic Books. 1998. ISBN 0306457903.
^ Arter, T. R.; Williams, I. P. The mean orbit of the April Lyrids. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 1997, 289 (3): 721–728 [2007-11-02].
^ Mengel, J. G.; Demarque, P.; Sweigart, A. V.; Gross, P. G. Stellar evolution from the zero-age main sequence. Astrophysical Journal Supplement Series. 1979, 40: 733–791 [2007-11-05]. doi:10.1086/190603.—P769–778
^ Fernie, J. D. On the variability of VEGA. Astronomical Society of the Pacific. 1981, 93 (2): 333–337 [2007-10-30]. doi:10.1086/130834.
^ Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi. Evolution of Stars and Stellar Populations. John Wiley and Sons. 2005. 120. ISBN 0470092203.
^ Browning, Matthew; Brun, Allan Sacha; Toomre, Juri. Simulations of core convection in rotating A-type stars: Differential rotation and overshooting. Astrophysical Journal. 2004, 601: 512–529 [2007-12-09]. doi:10.1086/380198.
^ Padmanabhan, Thanu. Theoretical Astrophysics. Cambridge University Press. 2002. ISBN 0521562414.
^ Cheng, Kwong-Sang; Chau, Hoi-Fung; Lee, Kai-Ming. Chapter 14: Birth of Stars. Nature of the Universe. Honk Kong Space Museum. 2007 [2007-11-26].
^ Oke, J. B.; Schild, R. E. The Absolute Spectral Energy Distribution of Alpha Lyrae. Astrophysical Journal. 1970, 161: 1015–1023 [2007-11-15]. doi:10.1086/150603.
^ Richmond, Michael. The Boltzmann Equation. Rochester Institute of Technology. [2007-11-15].
^ Clayton, Donald D. Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. University of Chicago Press. 1983. ISBN 0226109534.
^ Michelson, E. The near ultraviolet stellar spectra of alpha Lyrae and beta Orionis. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 1981, 197: 57–74 [2007-11-15].
^ Schmitt, J. H. M. M. Coronae on solar-like stars.. Astronomy and Astrophysics. 1999, 318: 215–230 [2007-11-15].
^ 57.0 57.1 Vaiana, G. S.A. K. Dupree, ., Stellar Coronae - Overview of the Einstein / CFA Stellar Survey In: Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun, SAO Special Report. 1980 (389): 195–215, Bibcode 1980SAOSR.389..195V
^ Munro, R. H.; Jackson, B. V., Physical properties of a polar coronal hole from 2 to 5 solar radii, Astrophysical Journal. May 1977, 213 (5): 874–86, doi:10.1086/155220, Bibcode 1977ApJ...213..874M
^ Lignières, F.; Petit, P.; Böhm, T.; Aurière, M. First evidence of a magnetic field on Vega. Astronomy & Astrophysics. 2009, 500: L41–L44. doi:10.1051/0004-6361/200911996.
^ Staff. Magnetic Field On Bright Star Vega. Science Daily. July 26, 2009 [2009-07-30].
^ Staff. Rapidly Spinning Star Vega has Cool Dark Equator. National Optical Astronomy Observatory. 2006-01-10 [2007-11-18].
^ Adelman, Saul J.. The physical properties of normal A stars. The A-Star Puzzle (PDF). Poprad, Slovakia: Cambridge University Press. July 8–13, 2004: pp. 1–11 [2007-11-22].
^ Quirrenbach, Andreas. Seeing the Surfaces of Stars. Science. 2007, 317 (5836): 325–326 [2007-11-19]. doi:10.1126/science.1145599. PMID 17641185.
^ Antia, H. M.; Basu, Sarbani. Determining Solar Abundances Using Helioseismology. The Astrophysical Journal. 2006, 644 (2): 1292–1298 [2007-11-05]. doi:10.1086/503707.
^ Renson, P.; Faraggiana, R.; Boehm, C. Catalogue of Lambda Bootis Candidates. Bulletin d'Information Centre Donnees Stellaires. 1990, 38: 137–149 [2007-11-07].—Entry for HD 172167 on p. 144.
^ Qiu, H. M.; Zhao, G.; Chen, Y. Q.; Li, Z. W. The Abundance Patterns of Sirius and Vega. The Astrophysical Journal. 2001, 548 (2): 77–115 [2007-10-30]. doi:10.1086/319000.
^ Martinez, Peter; Koen, C.; Handler, G.; Paunzen, E. The pulsating lambda Bootis star HD 105759. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 1998, 301 (4): 1099–1103 [2007-11-05]. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.02070.x.
^ Adelman, Saul J.; Gulliver, Austin F. An elemental abundance analysis of the superficially normal A star VEGA. Astrophysical Journal, Part 1. 1990, 348: 712–717 [2007-11-07]. doi:10.1086/168279.
^ Evans, D. S.. The Revision of the General Catalogue of Radial Velocities. Proceedings from IAU Symposium no. 30. London, England: Academic Press. June 20–24, 1966: p. 57 [2007-11-09].
^ M. A. Perryman et al.. The Hipparcos Catalogue.. Astronomy and Astrophysics. 1997, 323: L49–L52 [2007-11-09].
^ Majewski, Steven R. Stellar Motions. University of Virginia. 2006 [2007-09-27].
^ 72.0 72.1 Barrado y Navascues, D., The Castor moving group. The age of Fomalhaut and VEGA, Astronomy and Astrophysics. 1998, 339: 831–839, Bibcode 1999astro.ph..5243B
^ Moulton, Forest Ray. An Introduction to Astronomy. The Macmillan company. 1906. 502.
^ Tomkin, Jocelyn. Once And Future Celestial Kings. Sky and Telescope. 1998.April, 95 (4): 59–63.
^ Inglis, Mike, Observer's Guide to Stellar Evolution: The Birth, Life, and Death of Stars, Springer. 2003, ISBN 1852334657
^ 76.0 76.1 Harper, D. A.; Loewenstein, R. F.; Davidson, J. A. On the nature of the material surrounding VEGA. Astrophysical Journal, Part 1. 1984, 285: 808–812. Bibcode:1984ApJ...285..808H. doi:10.1086/162559.
^ Robertson, H. P. Dynamical effects of radiation in the solar system. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (Royal Astronomical Society). 1937.April, 97: 423–438. Bibcode:1937MNRAS..97..423R.
^ Dent, W. R. F.; Walker, H. J.; Holland, W. S.; Greaves, J. S. Models of the dust structures around Vega-excess stars. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2000, 314 (4): 702–712. Bibcode:2000MNRAS.314..702D. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.03331.x.
^ Ciardi, D. R. et al.. On The Near-Infrared Size of Vega. The Astrophysical Journal. 2001, 559 (1): 237–244. arXiv:astro-ph/0105561. Bibcode:2001ApJ...559.1147C. doi:10.1086/322345.
^ Absil, O. et al.. Circumstellar material in the Vega inner system revealed by CHARA/FLUOR. Astronomy and Astrophysics. 2006, 452 (1): 237–244. arXiv:astro-ph/0604260. Bibcode:2006A&A...452..237A. doi:10.1051/0004-6361:20054522.
^ Girault-Rime, Marion. Vega's Stardust. CNRS International Magazine. Summer 2006 [2007-11-19].
^ Holland, Wayne S.; Greaves, Jane S.; Zuckerman, B.; Webb, R. A.; McCarthy, Chris; Coulson, Iain M.; Walther, D. M.; Dent, William R. F.; Gear, Walter K.; Robson, Ian. Submillimetre images of dusty debris around nearby stars. Nature. 1998, 392 (6678): 788–791. Bibcode:1998Natur.392..788H. doi:10.1038/33874.
^ Staff. Astronomers discover possible new Solar Systems in formation around the nearby stars Vega and Fomalhaut. Joint Astronomy Centre. 1998-04-21 [2007-10-29].
^ Gilchrist, E.; Wyatt, M.; Holland, W.; Maddock, J.; Price, D. P. New evidence for Solar-like planetary system around nearby star. Royal Observatory, Edinburgh. 2003-12-01 [2007-10-30].
^ Itoh, Yoichi; Oasa, Yumiko; Fukagawa, Misato. Coronagraphic Search for Extrasolar Planets around ε Eri and Vega. The Astrophysical Journal. 2006, 652 (2): 1729–1733. arXiv:astro-ph/0608362. Bibcode:2006ApJ...652.1729I. doi:10.1086/508420.
^ Piétu, V. 等., High-sensitivity search for clumps in the Vega Kuiper-belt. New PdBI 1.3 mm observations, Astronomy & Astrophysics. July 2011, 531, doi:10.1051/0004-6361/201116796, Bibcode 2011A&A...531L...2P
^ Campbell, B.; Garrison, R. F. On the inclination of extra-solar planetary orbits. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 1985, 97: 180–182. Bibcode:1985PASP...97..180C. doi:10.1086/131516.
^ Glassé, Cyril, The new encyclopedia of Islam, Reference, Information and Interdisciplinary Subjects Series. 3rd, Rowman & Littlefield. 2008: 75, ISBN 0742562964
^ Knobel, E. B., Al Achsasi Al Mouakket, on a catalogue of stars in the Calendarium of Mohammad Al Achsasi Al Mouakket, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. June 1895, 55: 429, Bibcode 1895MNRAS..55..429K
^ Edward William Lane, 阿拉伯語－英語辭典
^ Massey, Gerald, Ancient Egypt: the Light of the World, Adamant Media Corporation. 2001, ISBN 1-4021-7442-X, ISBN 160206086X
^ Olcott, William Tyler, Star Lore of All Ages: A Collection of Myths, Legends, and Facts Concerning the Constellations of the Northern Hemisphere, G.P. Putnam's sons. 1911, ISBN 0787310964
^ Houtsma, M. Th. 等., E. J. Brill's First Encyclopaedia of Islam, 1913–36, VII, E.J. Brill. 1987: 292
^ Chaikin, Andrew L. In Beatty, J. K.; Petersen, C. C. The New Solar System 4th. Cambridge, England: Cambridge University Press. 1990. ISBN 0521645875.
^ Roy, Archie E.; Clarke, David. Astronomy: Principles and Practice. CRC Press. 2003. ISBN 0750309172.
^ Smith, S. Percy. The Fatherland of the Polynesians – Aryan and Polynesian Points of Contact. The Journal of the Polynesian Society. 1919, 28: 18–20 [2008-08-08].
^ Kendall, E. Otis. Uranography: Or, A Description of the Heavens; Designed for Academics and Schools; Accompanied by an Atlas of the Heavens. Philadelphia: Oxford University Press. 1845.
^ Wei, Liming; Yue, L.; Lang Tao, L. Chinese Festivals. Chinese Intercontinental Press. 2005. ISBN 7-5085-0836-X.
^ Kippax, John Robert. The Call of the Stars: A Popular Introduction to a Knowledge of the Starry Skies with their Romance and Legend. G. P. Putnam's Sons. 1919.
^ Boyce, Mary. A History of Zoroastrianism, volume one: The Early Period. New York: E. J. Brill. 1996. ISBN 9004088474.
^ Vartak, P. V, The Seminar on the mahabharatha War, 20. May 1992: 75–83
^ Tyson, Donald; Freake, James, Three Books of Occult Philosophy, Llewellyn Worldwide. 1993, ISBN 0875428320
^ Agrippa, Heinrich Cornelius, De Occulta Philosophia. 1533, ISBN 9004094210
^ Frommert, Hartmut, Vega, Alpha Lyrae, SEDS [2007-11-02]
^ Staff, Launch vehicles – Vega, European Space Agency. 2005-05-20 [2007-11-12]
^ Rumerman, Judy, The Lockheed Vega and Its Pilots, U.S. Centennial of Flight Commission. 2003 [2007-11-12]
^ Concert Program by Penguin Cafe Orchestra, iTunes Preview. Apple, Inc.
外部鏈結
Vega. SolStation. [2005-11-09].
Gilchrist, Eleanor; Wyatt, Mark; Holland, Wayne; Price, Douglas Pierce; Maddock, Julia. New evidence for Solar-like planetary system around nearby star. 天文聯合中心. 2003-12-01 [2007-11-10].
Gay Yee Hill and Dolores Beasley. Spitzer Sees Dusty Aftermath of Pluto-Sized Collision. 史匹哲太空望遠鏡. 2005-01-10 [2007-11-02]. （原始內容存檔於2007-5-28）.
Sir Harry Kroto, NL presents eight Astrophysical Lectures including discussion of Vega 由Vega Science Trust提供的Freeview videos
[顯示]
檢
論
編
天琴座恆星
[顯示]
檢
論
編
星環
[顯示]
檢
論
編
夏季大三角
分類：
拜耳天體
天琴座
牛宿
主序星
盾牌座 δ變星
北極星
星座最亮星
北河二移動星群
織女 (星官)
格利澤和GJ天體
歡迎參加每月定期舉辦的Wiki協作聚-台中場、新竹場、花蓮場，一起來為人類知識工程作出貢獻
[關閉]
銀河系
維基百科，自由的百科全書
（重定向自银河）
「銀河」重定向至此。關於與其同名的其他主題，詳見「銀河 (消歧義)」。
從無光污染的內華達州黑岩沙漠（Black Rock Desert）望向人馬座方向的銀河（包括銀心）。
史匹哲太空望遠鏡拍攝的銀河系中心圖象
從死亡谷所見的銀河系
銀河系（古稱銀河、天河、星河、天漢、銀漢等[1][2]）是太陽系所處的星系。是一個由1,000至4,000多億顆恆星（1–4×1011）[3][4][5]、數千個星團和星雲組成的棒渦星系系統，它的直徑約為100,000多光年，中心的厚度約為6,000多光年。太陽系屬於這個龐大星系的恆星之一，而我們居住的地球則屬於太陽系中的一個行星。過去它被認為與同處於本星系團的仙女座大星系一樣，都是旋渦星系，但最新研究指出銀河系實際上為一棒旋星系。銀河系具有巨大的盤面結構，由於我們在盤面內部，環視整個盤面，只能看見橫跨星空的白色帶狀物由人馬座延伸至夏季大三角，甚至仙后座），冬季最黯淡（在獵戶座一個橫跨星空的白色帶狀物，像一條流淌在天上閃閃發光的河流一樣，北半球來說夏季最明顯（在天蠍座與大犬座）。
目錄
1 對銀河系的探索
2 特徵
3 年齡
4 結構
5 太陽在銀河系中的位置
6 銀河系的鄰居
7 穿過空間的速度
8 神話
9 銀河的未來
10 參考資料
11 參見
12 外部連結
對銀河系的探索
雖然從非常久遠的古代，人們就認識了銀河。但是對銀河系的真正認識還是從近代開始的。
1750年，英國天文學家賴特認為銀河系是扁平的。1755年，德國哲學家康德提出了恆星和銀河之間可能會組成一個巨大的天體系統；隨後的德國數學家郎伯特也提出了類似的假設。到1785年，英國天文學家威廉·赫歇耳繪出了銀河系的扁平形體，並認為太陽系位於銀河的中心。
1918年，美國天文學家沙普利經過4年的觀測，提出太陽系應該位於銀河系的邊緣。1926年，瑞典天文學家貝蒂爾·林德布拉德分析出銀河系也在自轉。
特徵
銀河系是一個中間厚，邊緣薄的扁平盤狀體。他的主要部分稱為銀盤，呈漩渦狀。
它的總質量約有太陽的一萬億倍，直徑約為十萬光年，中央厚約1.5萬光年，邊緣厚約3000-6000光年。太陽約處於獵戶臂上距銀河系中心約27,700光年（8492秒差距）某處。
銀盤外面是由稀疏的恆星和星際物質組成的球狀體，稱為銀暈，直徑約10萬光年（30659秒差距）。
兩條旋臂的銀河系想像圖
1950 年代開始以電波觀測銀河系，可以發現有4條旋臂，分別是矩尺、半人馬-盾牌、人馬與英仙等主要旋臂。太陽位在介於半人馬與英仙臂間的次旋臂：獵戶臂中。旋臂主要由星際物質構成。但最新的研究顯示，根據NASA史匹哲太空望遠鏡所攝 80 萬張影像，1.1 億顆恆星的最新測繪統計發現，銀河系可能只有兩條旋臂。[6]人馬臂和矩尺臂絕大部分是氣體，只有少量恆星點綴其中[7]。
銀河系也有自轉。太陽系以每秒250千米速度圍繞銀河中心旋轉，旋轉一周約2.2億年。
銀河系有兩個伴星系：大麥哲倫星系和小麥哲倫星系。
與銀河系相對的稱之為河外星系。
一般認為，銀河系中的恆星多為雙星或聚星。而2006年新的發現認為，銀河系的主序星中2/3都是單星[8]。
基於2MASS的觀測數據的銀河系紅外線畫像
年齡
依據歐洲南天天文台的研究報告，估計銀河系的年齡約為136億歲（1.36×1010年），幾乎與宇宙一樣老。 [1]
由天文學家Luca Pasquini、Piercarlo Bonifacio、Sofia Randich、Daniele Galli以及Raffaele G. Gratton所組成的團隊在2004年使用甚大望遠鏡的紫外線視覺矩陣光譜儀進行的研究，首度在球狀星團NGC 6397的兩顆恆星內發現了鈹元素。這個發現讓他們將第一代恆星與第二代恆星交替的時間往前推進了2至3億年，因而估計球狀星團的年齡在134±8億歲，因此銀河系的年齡不會低於136±8億歲。
結構
觀測到的銀河旋臂結構
2005年，銀河系被發現以哈柏分類來區分應該是一個巨大的棒旋星系SBc（旋臂寬鬆的棒旋星系），總質量大約是太陽質量的6,000億至30,000億倍。[9][10]有大約1,000億顆恆星。[11]
從80年代開始，天文學家才懷疑銀河是一個棒旋星系而不是一個普通的螺旋星系。2005年，史匹哲太空望遠鏡証實了這項懷疑，還確認了在銀河的核心的棒狀結構比預期的還大。[12]
銀河的盤面估計直徑為100,000光年，太陽至銀河中心的距離大約是26,000光年，盤面在中心向外凸起。
銀河的中心有巨大的質量和緊密的結構，因此強烈懷疑它有超重質量黑洞，因為已經相信有許多星系的核心都存在超重質量黑洞。
就像許多典型的星系一樣，環繞銀河系中心的天體，在軌道上的速度並不由與中心的距離和銀河質量的分布來決定。在離開了核心凸起或是在外圍，恆星的典型速度是每秒210～240公里之間。[13]因此這些恆星繞行銀河的週期只與軌道的長度有關，這與太陽系不同，在太陽系，距離不同就有不同的軌道速度對應著。
銀河的棒狀結構長約27,000光年，以44±10度的角度橫亙在太陽與銀河中心之間，他主要由紅色的恆星組成，相信都是年老的恆星。
被觀察到與推論的銀河旋臂結構
每一條旋臂都給予一個數字對應（像所有旋渦星系的旋臂），大約可以分出12段。相信有四條主要的旋臂起源自銀河的核心，她們的名稱如下（參考右側的圖）：
2 and 8 - 3kpc 和 英仙臂
3 and 7 - 矩尺臂 和 天鵝臂（與最近發現的延伸在一起 - 6）
4 and 10 - 南十字座 和 盾牌臂
5 and 9 - 船底臂 和 人馬臂
至少還有兩個小旋臂或分支，包括：
11 - 獵戶臂（包含太陽和太陽系在內 - 12）
在主要的旋臂外側是外環或稱為麒麟座環，這是天文學家布賴恩·顏尼（Brian Yanny）和 韓第·周·紐柏格（Heidi Jo Newberg）提出，是環繞在銀河系外由恆星組成的環，其中包括在數十億年前與其他星系作用誕生的恆星和氣體。
銀河的盤面被一個球狀的銀暈包圍著，估計直徑在250,000至400,000光年。[14] 由於盤面上的氣體和塵埃會吸收部份波長的電磁波，所以銀暈的組成結構還不清楚。盤面（特別是旋臂）是恆星誕生的活耀區域，但是銀暈中沒有這些活動，疏散星團也主要出現在盤面上。
銀河中大部分的質量是暗物質，形成的暗物質暈估計有5.8×1011M☉，以銀河為中心被聚集著。[10]
新的發現使我們對銀河結構與維度的認識有所增加，比早先經由仙女座星系（M31）的盤面所獲得的更多。[15] 最近新發現的證據，証實外環是由天鵝臂延伸出去的，明確的支持銀河盤面向外延伸的可能性。[16] 人馬座矮橢球星系的發現，與在環繞著銀極的軌道上的星系碎片，說明了他因為與銀河的交互作用而被扯碎。同樣的，大犬座矮星系也因為與銀河的交互作用，使得殘骸在盤面上環繞著銀河。
在2006年1月9日， Mario Juric和普林斯頓大學的一些人宣佈，史隆數位巡天在北半球的天空中發現一片巨大的雲氣結構（橫跨約5,000個滿月大小的區域）位在銀河之內，但似乎不合於目前所有的銀河模型。他將一些恆星匯聚在垂直於旋臂所在盤面的垂線上，可能的解釋是小的矮星系與銀河合併的結果。這個結構位於室女座的方向上，距離約30,000光年，暫時被稱為室女恆星噴流。
在2006年5月9日， Daniel Zucker 和 Vasily Belokurov宣佈史隆數位巡天在獵犬座和牧夫座又發現了兩個矮星系。
由錢德拉X射線天文台拍攝的照片組合成的X射線銀河
太陽在銀河系中的位置
太陽（包括地球和太陽系）都在獵戶臂靠近內側邊緣的位置上，在本星際雲中，距離銀河中心7.94±0.42千秒差距[17][18][19] 我們所在的旋臂與鄰近的英仙臂大約相距6,500光年。[20] 我們的太陽與太陽系，正位在科學家所謂的銀河的生命帶。
太陽運行的方向，也稱為太陽向點，指出了太陽在銀河系內遊歷的路徑，基本上是朝向織女，靠近武仙座的方向，偏離銀河中心大約86度。太陽環繞銀河的軌道大致是橢圓形的，但會受到旋臂與質量分布不均勻的擾動而有些變動，我們目前在接近近銀心點（太陽最接近銀河中心的點）1/8軌道的位置上。[來源請求]
太陽系大約每2.25—2.5億年在軌道上繞行一圈，可稱為一個銀河年[21]，因此以太陽的年齡估算，太陽已經繞行銀河20—25次了。太陽的軌道速度是217km/s，換言之每8天就可以移動1天文單位，1400年可以運行1光年的距離。
海頓天象館的8.0千秒差距的立體銀河星圖，正好涵蓋到銀河的中心。
銀河系的鄰居
NGC 7331經常被視為「銀河的雙胞胎」，從銀河系之外回顧我們的銀河或許就是這個樣子。
銀河、仙女座星系和三角座星系是本星系群主要的星系，這個群總共約有50個星系，而本地群又是室女座超星系團的一份子。
銀河被一些本星系群中的矮星系環繞著，其中最大的是直徑達21,000光年的大麥哲倫雲，最小的是 船底座矮星系、天龍座矮星系和獅子II矮星系，直徑都只有500光年。其他環繞著銀河系的還有小麥哲倫雲，最靠近的是大犬座矮星系，然後是人馬座矮橢圓星系、小熊座矮星系、玉夫座矮星系、六分儀座矮星系、天爐座矮星系和獅子I矮星系。
在2006年1月，研究人員的報告指出，過去發現銀河的盤面有不明原因的傾斜，現在已經發現是環繞銀河的大小麥哲倫雲的擾動所造成的漣漪。是在她們穿過銀河系的邊緣時，導致某些頻率的震動所造成的。這兩個星系的質量大約是銀河的2%，被認為不足以影響到銀河。但是加入暗物質的考量，這兩個星系的運動就足以對較大的銀河造成影響。在加入暗物質之後的計算結果，對銀河的影響增加20倍，這個計算的結果是根據麻薩諸塞州大學阿默斯特分校馬丁·溫伯格的電腦模型完成的。在他的模型中，暗物質的分布從銀河的盤面一直分佈到已知的所有層面中，結果模型預測當麥哲倫星系通過銀河時，重力的衝擊會被放大。
穿過空間的速度
一般而言，根據愛因斯坦的狹義相對論，任何物體通過空間時的絕對速度是沒有意義的，因為在太空中沒有合適的慣性參考系統，可以作為測量銀河速度的依據（運動的速度總是需要與另一個物體比較才能量度）。
因為各向宇宙微波背景輻射非常的均勻，只有萬分之幾的起伏.所以喬治·斯穆特想到一個方法，就是測量宇宙微波背景輻射有沒有偶極異向性。
在1977年，美國勞倫斯伯克萊國立實驗室的喬治·斯穆特等人，將微波探測器安裝在U-2偵察機上面，確切地測到宇宙微波背景輻射的偶極異向性，大小為3.5±0.6 mK，換算後，太陽系在宇宙中的運動速度約為390±60 km/s，但這個速度與太陽系繞行銀河系核的速度220 km/s方向相反，這代表銀河系核在宇宙中的速度，約為600多km/s。
有鑑於此，許多天文學家相信銀河以每秒600公里的速度相對於鄰近被觀測到的星系在運動，大部份的估計值都在每秒130～1,000公里之間。如果 銀河的確以每秒600公里的速度在運動，我們每天就會移動5,184萬公里，或是每年189億公里。相較於太陽系內，每年移動的距離是地球與冥王星最接近時距離的4.5倍。銀河在空間中運動的方向是指向長蛇座的方向。
神話
世界各地有許多創造天地的神話圍繞著銀河系發展出來。很特別的是，在希臘就有兩個相似的希臘神話故事在解釋銀河是怎麼來的。有些神話將銀河和星座結合在一起，認為成群牛隻的乳液將深藍色的天空染白了。在東亞，人們相信在天空中群星間的霧狀帶是銀色的河流，也就是我們所說的天河。
Akashaganga是印度人給銀河的名稱，意思是天上的恆河。
依據希臘神話，銀河是赫拉在發現宙斯以欺騙的手法誘使他去餵食年幼的赫拉克勒斯因而濺灑在天空中的奶汁。另一種說法則是赫耳墨斯偷偷的將赫拉克勒斯帶去奧林匹斯山，趁著赫拉沉睡時偷吸他的奶汁，而有一些奶汁被射入天空，於是形成了銀河。
在芬蘭神話中，銀河被稱為鳥的小徑，因為他們注意到候鳥在向南方遷徙時，是靠著銀河來指引的，它們也認為銀河才是鳥真正的居所。現在，科學家已經證實了這項觀測是正確的，候鳥確實在依靠銀河來引導，在冬天才能到溫暖的南方陸地居住。即使在今天，芬蘭語中的銀河依然使用Linnunrata這個字。
在瑞典，銀河系被認為是冬天之路，因為在斯堪的納維亞地區，冬天的銀河是一年中最容易被看見的。
古代的亞美尼亞神話稱銀河系為麥稈賊之路，敘述有一位神祇在偷竊麥稈之後，企圖用一輛木製的運貨車逃離天堂，但在路途中掉落了一些麥稈。
在中國，是一段凄美的愛情故事，銀河是王母娘娘拔下頭上的金簪一揮，一道波濤洶湧的天河就出現了，牛郎和織女被隔在兩岸，只能相對哭泣流淚。他們的忠貞愛情感動了喜鵲，千萬隻喜鵲飛來，搭成鵲橋，讓牛郎織女走上鵲橋相會，王母娘娘對此也無奈，只好允許兩人在每年七月七日於鵲橋相會。
銀河的未來
目前的觀測認為仙女座星系（M31）正以每秒300公里的速度朝向銀河系運動，在30-40億年後可能會撞上銀河系。但即使真的發生碰撞，太陽以及其他的恆星也不會互相碰撞。這兩個星系可能會花上數十億年的時間合併成橢圓星系。而來自美國天文台的發現，史密斯雲的邊緣已經與銀河系的氣體發生作用並推開圍繞銀河的氣體。銀河系會對它施加一個潮汐力，使其分裂。大約2千萬至4千萬年之後，史密斯雲的核心將會撞擊銀河系圓盤[22]。
參考資料
^ 鄖西是「牛郎織女」相會之地
^ 國立臺灣師範大學地球科學系－第十三章 銀河系13-1節
^ NASA - Galaxy. Nasa.gov. 2007-11-29 [2010-08-10].
^ Milky Way. Scientific-web.com. [2010-08-10].
^ Dec16th2008. How Many Stars are in the Milky Way?. Universe Today. [2010-08-10].
^ Two of the Milky Way's Spiral Arms go Missing. NASA. 06.02.08 [2008-06-11].
^ 探識銀河真面目
^ Lada, C J. Stellar multiplicity and the IMF: most stars are single. Astrophys J Lett. 2006, (640): L63–L66.
^ The Physics Factbook（參考關於銀河質量的條目）URL accessed March 16, 2006.
^ 10.0 10.1 由徑向速度的離散描述銀暈的輪廓：抑制銀河輪廓的暗銀暈, Battagli et al. 2005, MNRAS, 364 (2005) 433
^ The Physics Factbook - entry citing references about the number of stars in the Milky Way. URL accessed March 16, 2006.
^ 16 August 2005 - New Scientist article
^ http://zebu.uoregon.edu/~imamura/123/lecture-2/mass.html
^ Astronomy Lecture Notes
^ 6 April 2005 - Ibata, R. et al, Astrophys. Journal, 634 (2005) 287-313
^ http://www.solstation.com/x-objects/gal-ring.htm
^ Reid, M. J. (1993), "至銀河中心的距離". Annual Review of Astronomy and Astrophysics, Vol. 31, p. 345-372.
^ Eisenhauer, F., et al (2003), "以幾何學測量至銀河中心的距離" Astrophys.J. 597 L121-L124.
^ Horrobin, M. et al (2004), "First results from SPIFFI. I: The Galactic Center" (PDF). Astronomische Nachrichten, Vol. 325, p. 120-123.
^ 14 January 2000 - Press release, Canadian Galactic Plan Survey
^ http://hypertextbook.com/facts/2002/StacyLeong.shtml
^ Dave Finley. Massive Gas Cloud Speeding Toward Collision With Milky Way. NRAO. [2008-01-14].
參見
維基共享資源中相關的多媒體資源：銀河系
銀道座標系
暗物質暈
外部連結
Running Rings Around
[顯示]
檢
論
編
地球在宇宙中的位置
[顯示]
檢
論
編
銀河系
分類：
銀河系
棒旋星系
銀河系天文學
|
住戶編號:1196300
檢舉原因
心情: 
