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Wega
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Dieser Artikel behandelt den Stern im Sternbild Leier, für andere Bedeutungen Wega
(Begriffsklärung).
Stern
Wega (α Lyr)
Position von Wega im Sternbild Leier.
Beobachtungsdaten
Epoche: J2000.0
Sternbild
Rektaszension
Deklination
Scheinbare Helligkeit
Leier
18h 36m 56,3s
+38° 47′ 01″
+0,03 [1] mag
Typisierung
Spektralklasse
U-B Farbindex
B-V Farbindex
Veränderlicher Sterntyp
A0 V
0,00
0,00
Delta-Scuti-Stern
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit (−13,9 ± 0,9) km/s
Parallaxe
(128,93 ± 0,55) mas
(25,30 ± 0,11) Lj
Entfernung
((7,76 ± 0,03) pc)
Absolute Helligkeit
0,58 mag
Eigenbewegung
Rek.-Anteil:
Dekl.-Anteil:
Masse
201,02 mas/a
287,46 mas/a
Physikalische Eigenschaften
2,8 M☉
Radius
2,73 R☉
Leuchtkraft
Oberflächentemperatur
Metallizität [Fe/H]
Rotationsdauer
Alter
56 L☉
9500 K
ca. -0,5 dex
12,5 h
3,5 · 108 a
Andere Bezeichnungen
und Katalogeinträge
α Lyrae
3 Lyrae
BD +38° 3238
HR 7001
HD 172167
SAO 67174[1]
TYC 3105-2070-1[2]
HIP 91262
GJ 721, LTT 15486,
ADS 11510
Bayer-Bezeichnung
Flamsteed-Bezeichnung
Bonner Durchmusterung
Bright-Star-Katalog
Henry-Draper-Katalog
SAO-Katalog
Tycho-Katalog
Hipparcos-Katalog
Weitere Bezeichnungen
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 [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 25,3 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.[2] 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 [Bearbeiten]
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).[3] Es wird vermutet, dass Wega ein veränderlicher Stern ist,
der sich periodisch sehr wenig in seiner Helligkeit ändert.[4] 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.[5][6][7]
Das sichtbare Spektrum wird durch Absorptionslinien des Wasserstoffs, speziell der Linien
der Balmer-Serie, dominiert.[8][9] Die Linien der anderen Elemente sind nur schwach
ausgeprägt, am ehesten sind noch jene von Magnesium, Eisen und Chrom erkennbar.[10] Die
Röntgenstrahlung Wegas ist sehr gering. Dies deutet an, dass die Korona des Sterns sehr
schwach ist oder gar nicht existiert.[11]
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.[12] 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]
Wega rotiert sehr schnell.
Bisher wurde angenommen, dass Wega ein langsam rotierender Stern mit recht konstanter
Oberflächentemperatur sei. Nach Messungen von D.M. Peterson[13] 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 [Bearbeiten]
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: ZSonne = 0,0172 ± 0,002.[14] 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).[15][16] 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.[17]
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 HeliumKonvektionszone nahe der Oberfläche verursacht werden. Der Energietransport wird
stattdessen durch eine Strahlungszone geleistet, die eine Anomalie der Häufigkeiten durch
Diffusion hervorrufen könnte. [18]
System [Bearbeiten]
Durch Messungen im Infrarotbereich weiß man, dass es Materieansammlungen um Wega
gibt.
Vermehrte Infrarotstrahlung [Bearbeiten]
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-RobertsonEffekt in den Stern fallen.[19]
Staubscheibe [Bearbeiten]
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 Gasund 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.[20]
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.[21] Unregelmäßigkeiten in
Wegas Staubscheibe könnten auch zumindest auf einen Planeten hindeuten, der eine Größe
ähnlich des Jupiters[22] aufweisen könnte, der Wega umrundet.[23]
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]
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
-0,81m liegen. [24]
Volksglaube [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“
(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 [Bearbeiten]
1. ↑ Simbad, aufgerufen am 27. Mai 2009
2. ↑ 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
3. ↑ 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
4. ↑ Vasil'yev I.A.: On the Variability of Vega. Commission 27 of the I.A.U., March 17, 1989.
Abgerufen am 2007-10-30.
5. ↑ 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
6. ↑ Thanu Padmanabhan: Theoretical Astrophysics. Cambridge University Press 2002, ISBN 0521-56241-4
7. ↑ Kwong-Sang Cheng: Chapter 14: Birth of Stars. In: Nature of the Universe. Honk Kong
Space Museum, 2007. Abgerufen am 2007-11-26.
8. ↑ Michael Richmond: The Boltzmann Equation. Rochester Institute of Technology. Abgerufen
am 2007-11-15.
9. ↑ Donald D. Clayton: Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. University of
Chicago Press 1983, ISBN 0-226-10953-4
10. ↑ 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
11. ↑ J. H. M. M. Schmitt: Coronae on solar-like stars.. In: Astronomy and Astrophysics. 318,
1999, S. 215-230
12. ↑ J. G. Mengel, Demarque, P.; Sweigart, A. V.; Gross, P. G.: Stellar evolution from the zeroage main sequence. In: Astrophysical Journal Supplement Series. 40, 1979, S. 733-791
13. ↑ D.M. Peterson Vega is a rapidly rotating star in Nature, Vol 440, 13. April 2006, S. 896899.
14. ↑ H. M. Antia, Basu, Sarbani: Determining Solar Abundances Using Helioseismology. In: The
Astrophysical Journal. 644, Nr. 2, 2006, S. 1292-1298
15. ↑ 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.
16. ↑ 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
17. ↑ 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. 10991103
18. ↑ Saul J. Adelman: An elemental abundance analysis of the superficially normal A star VEGA.
In: Astrophysical Journal, Part 1. 348, 1990, S. 712-717
19. ↑ 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
20. ↑ K. Y. L. Su et al: The Vega Debris Disk: A Surprise from Spitzer'. In: The Astrophysical
Journal. 628, 2005, S. 487-500
21. ↑ 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
22. ↑ 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
23. ↑ 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. 13211340
24. ↑ Sky and Telescope, April 1998.
Literatur [Bearbeiten]


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
Das Spektrum von Vega (Alpha Lyrae), Größe : 0,03 mag, Spektraltyp : A0,
V