Вега (звезда) | это... Что такое Вега (звезда)? (original) (raw)

Вега

Звезда
Положение Веги в созвездии Лиры Положение Веги в созвездии Лиры
История исследования
Обозначения Vega, α Lyr, 3 Lyr, HIP 91262[1], GCRV 11085[2]
Наблюдательные данные (Эпоха Тип одиночная[3], переменная звезда[4] предположительно типа δ Щита[5]
Прямое восхождение 18ч 36м 56,3364с (±0,00565с)[1][4]
Склонение +38° 47′ 01,291″ (±0,00488″)[1][4]
Расстояние 7,756 пк[6] (25,297 св. лет)
Видимая звёздная величина (V) 0,03[4]
Созвездие Лира
Астрометрия
Абсолютная звёздная величина (V) 0,58[7]
Характеристики
Спектральный класс A0V[4]
Физические характеристики
Масса 2,3±0,2 M☉[8] M☉
Радиус 2,78±0,02 R☉ (экваториальный) 2,26±0,07 R☉ (полярный)[8] R☉
Свойства параллакс:0,12893±0,00055″[1][4] лучевая скорость:−13,9±0,9 км/с[2][4] собственное движение:RA: 0,20103±0,00063″ в год,Dec: 0,28747±0,00054″ в год[1][4]
Портал «Астрономия»

Ве́га (α Лиры) — самая яркая звезда в созвездии Лиры, пятая по яркости звезда ночного неба и вторая (после Арктура) — в Северном полушарии, третья по яркости звезда (после Сириуса и Арктура), которая может наблюдаться в России и ближнем зарубежье. Вега отстоит на 25,3 световых лет от Солнца и является одной из ярчайших звёзд (наряду с Арктуром и Сириусом) в его окрестностях (на расстоянии до 10 парсек). Название «Вега» произошло от приблизительной транслитерации арабского слова waqi («падающий») из фразы النسر الواقع (an-nasr al-wāqi‘, «падающий орёл»), так как созвездие Лиры в древнем мире изображалось в виде пикирующего орла или грифа.

Содержание

Краткое описание основных характеристик Веги

Вега, иногда называемая астрономами «наверное, самой важной звездой после Солнца», в настоящее время является самой изученной звездой ночного неба[9]. Вега стала первой звездой (после Солнца), которая была сфотографирована[10], а также первой звездой, у которой был определён спектр излучения[11]. Также Вега была одной из первых звёзд, до которой методом параллакса было определено расстояние[12]. Яркость Веги долгое время принималась за ноль при измерении звёздных величин, то есть она была точкой отсчёта и являлась одной из шести звёзд, которые лежат в основе шкалы UBV-фотометрии (измерение излучения звезды в различных диапазонах спектра)[13].

Вега — относительно молодая звезда с низкой, по сравнению с Солнцем, металличностью, то есть с малым содержанием элементов тяжелее гелия[14]. Также Вега, возможно, является переменной звездой, хотя это и не доказано. Возможная причина переменности — нестабильность в недрах[15]. Вега очень быстро вращается вокруг своей оси, на её экваторе скорость вращения достигает 274 км/c. Для сравнения, скорость вращения на экваторе Солнца равна 7284 км/час, или чуть больше двух километров в секунду. Вега вращается в сто раз быстрее, в результате чего имеет форму эллипсоида вращения. Температура её фотосферы неоднородна: максимальная температура будет на полюсе звезды, минимальная — на экваторе. В настоящее время с Земли Вега наблюдается почти с полюса, и поэтому она кажется яркой бело-голубой звездой.

Основываясь на значении интенсивности инфракрасного излучения Веги, которое значительно выше, чем должно быть у неё теоретически, учёные пришли к выводу о наличии вокруг Веги пылевого диска, который вращается вокруг неё и разогревается излучением звезды. Этот диск образовался, скорее всего, в результате столкновения астероидных или кометных тел. Аналогичный пылевой диск в Солнечной системе связан с поясом Койпера[16]. Вега является прототипом так называемых «инфракрасных звёзд» — звёзд, у которых имеется диск из пыли и газа, излучающий в инфракрасном спектре под действием энергии звезды. Эти звёзды называются «Вега-подобные звёзды»[17]. В последнее время в диске Веги были выявлены несимметричности, указывающие на возможное присутствие около Веги по крайней мере одной планеты, размер которой может быть примерно равен размеру Юпитера.[18][19]

История изучения

Созвездие Лиры в атласе Уранометрия. Вега изображена в клюве орла, держащего лиру.

Вега. Изображение телескопа Спитцер.

Один из разделов астрономии — астрофотография, или фотографирование через телескопы небесных объектов, стал развиваться в 1840 году, когда астроном Джон Уильям Дрэпер сфотографировал Луну с помощью дагеротипии.[20] Первой сфотографированной звездой стала Вега. В ночь с 16 на 17 июля 1850 года в обсерватории Гарвардского колледжа были сделан первый снимок звезды.[10][21] В 1872 году Генри Дрейпер получил первые (после Солнца) фотографии спектра Веги и впервые показал линии поглощения в этом спектре[11]. В 1879 году Уильям Хаггинс использовал фотографии спектра Веги и ещё двенадцати похожих звёзд, чтобы определить «двенадцать сильных линий», которые являются общими для этого класса звёзд. Позже эти линии были определены как линии водорода (серия Бальмера)[22].

Расстояние до Веги может быть определено по её параллаксу относительно неподвижных звёзд во время движения Земли по орбите вокруг Солнца. Первым параллакс Веги определил Василий Струве в 1837 году. Используя 9-ти дюймовый рефрактор на экваториальной монтировке и нитяной микрометр, изготовленные Фраунгофером, Струве получил значение 0,125 угловых секунд[23], что очень близко к современному значению. Но Фридрих Бессель, который определил расстояние до звезды 61 Лебедя, скептически оценил полученные Струве данные, заставив его отказаться от первоначальной оценки. Струве пересмотрел свою точку зрения и после новых подсчётов получил почти вдвое большую величину параллакса (0,2169±0,0254″)[23]. Таким образом, полученные Струве данные были приняты как неверные, и первым определителем расстояния до звезды считался Бессель. В настоящее время параллакс Веги оценивается в 0,129″[24][25].

Яркость звезды, видимой с Земли, измеряется по стандартной логарифмической шкале. Это означает, что видимая звёздная величина уменьшается по мере роста яркости звезды. Самые тусклые звёзды, которые доступны наблюдению невооружённым глазом, имеют шестую звёздную величину, в то время как Сириус, ярчайшая звезда неба, −1,47. За точку отсчёта на этой шкале астрономы решили выбрать Вегу, её видимый блеск был принят за ноль[26][27]. Таким образом, в течении многих лет от яркости Веги вёлся отсчёт звёздных величин. В настоящее время этот способ не используется, поскольку есть более точный способ: звёздная величина определяется непосредственно измерением количества света, поступающего от звезды, с помощью фотометра. Однако и сейчас блеск Веги приближённо считается равным нулю[28]. При определении видимого блеска звёзд дополнительно применяются ультрафиолетовые (англ. ultraviolet), синие (англ. blue) и жёлтые (англ. yellow) фильтры. Они обозначаются буквами U, B и V соответственно. Вега была одной из шести звёзд класса А0V, которая использовалась для установки первоначальных значений для этой фотометрической системы. Средняя величина спектров этих звёзд была определена как U — B = B — V = 0 то есть яркость таких звёзд одинакова и в жёлтой, и в синей, и в ультрафиолетовой части спектра[13].

Фотометрические измерения Веги в 1920-х годах показали, что её блеск не постоянен, а слегка изменчив. Изменения блеска были очень малы, ± 0,03 величины, и поэтому длительное время астрономы не знали, является ли Вега переменной или постоянной звездой — техника того времени была слишком несовершенна. Более поздние измерения, в 1981 году в обсерватории Дэвида Дунлапа показали такое же, как в 30-х, слабое изменение блеска. После попытки отнести Вегу в какой-то конкретный класс переменных звёзд, было предположено, что Вега совершает случайные низкоамплитудные пульсации аналогичные таковым у δ Щита.[5] Это одна из категорий переменных звёзд, изменения блеска которых вызвано собственными пульсациями из-за неустойчивости в недрах звезды[29]. Однако переменность Веги по-прежнему спорна — другие астрономы не обнаружили никаких изменений в блеске Веги, хотя она относится к типу звёзд, в котором допускается переменность. Поэтому весьма вероятно, что неспособность зарегистрировать изменение блеска Веги вызваны несовершенностью оборудования или систематическими ошибками в измерениях. [15][30].

Вега была первой звездой, у которой был обнаружен пылевой диск. Это открытие было совершено в 1983 году при помощи Инфракрасной космической обсерватории ([21][31].

В 2006 году при помощи оптической интерферометрии с длинной базой была обнаружена асферичность Веги [8].

Условия наблюдения

Летний треугольник. Это наиболее заметный астеризм в Северном полушарии летом, осенью, и ранней зимой[26]. Вега является одной из его вершин

Вега — звезда Северного полушария и имеет в настоящее время склонение 38 градусов. Она может быть видна почти в любой точке мира, кроме Антарктиды и самого юга Южной Америки, вплоть до 51° южной широты. В Северном полушарии, севернее 51 °C. Ш. Вега никогда не пересекает линию горизонта, а на приполярных и полярных широтах Северного полушария видна круглый год. Точку зенита Вега проходит примерно на широте Афин. На широте Москвы Вега не заходит и не пересекает линию горизонта, однако зимой из-за низкого положения Веги над горизонтом её наблюдение возможно только под утро или сразу после захода Солнца. Также Вега является незаходящей для большей части территории России. На юге России Вега пересекает линию горизонта, но, тем не менее, низко за горизонт не опускается[32]. Наилучший сезон для наблюдения Веги — лето. Вега является одной из вершин Летнего треугольника, и наряду с Денебом и Альтаиром образует этот известный астеризм, который виден в Северном полушарии, на экваторе и в низких широтах южного полушария вплоть до широт 40°. На широте Москвы этот астеризм виден летом, осенью, и зимой вплоть до февраля.

Вега кульминирует 1 июля в полночь и в это время наступает её максимальное угловое расхождение с Солнцем. Именно в это время создаются наилучшие условия для наблюдения Веги с Земли, как в Северном, так и в Южном полушарии (в низких и умеренных широтах Южного полушария)[33].

С течением времени, северное склонение Веги увеличится, по мере приближения звезды к Северному небесному полюсу в результате прецессии Земли — примерно через 12 тысяч лет Вега станет полярной звездой Северного полушария. Этой звездой Вега была 13 тысяч лет до н. э, и будет в 14 000 году н. э. В этот период Вега будет приближённо указывать на север, а вид неба сильно изменится — на широтах Харькова будут видны южные созвездия, такие как Южный Крест, Центавр, Муха, Волк. Сто тысяч лет назад самой яркой звездой неба был Канопус, ныне это Сириус, однако Вега была и будет одной из ярчайших звёзд неба, притом в будущем её блеск вырастет. Также в будущем увеличится и блеск Альтаира — другой яркой звезды астеризма Летнего треугольника[26].

Физические характеристики

Спектр Веги в диапазоне 3820—10 200 Å. В левой части видны интенсивные линии водорода, в правой — линии кислорода и воды земного происхождения.

Вега относится к спектральному классу A0V, поэтому при наблюдении Вега предстаёт перед наблюдателем белой звездой Главной последовательности. Основной источник энергии звезды — термоядерная реакция синтеза гелия из водорода в недрах при высокой температуре. Поскольку массивные звёзды расходуют водород быстрее, чем малые, продолжительность жизни Веги составит, по подсчётам учёных, один миллиард лет, что составляет одну десятую продолжительности жизни Солнца[34].

В отличие от Солнца, основным источником энергии на Веге служит не протон-протонная реакция, а так называемый CNO-цикл синтеза атомов гелия из атомов водорода с помощью посредников — углерода, азота и кислорода. Для этого необходима температура в 16 миллионов градусов Цельсия[35]. Это выше, чем температура в недрах Солнца, но этот способ является одновременно и более эффективным, чем протон-протонная реакция. Этот цикл очень чувствителен к температуре, поэтому отвод тепла от центра звезды осуществляется не излучением, а конвекцией[36]. Поэтому в Веге зона лучистого переноса располагается над конвективной, в то время как в Солнце — наоборот[37][38][39].

Энергетический поток от Веги был точно измерен различными способами и используется как эталон. Так при длине волны 548 нм плотность потока составляет 3650 Ян при допустимой погрешности 2 %[40]. Вега имеет относительно плоский электромагнитный спектр в видимой области спектра, 350—800 нанометров, где плотность потока составляет 2000-4000 Ян[41]. В инфракрасной части спектра плотность потока мала и равна около 100 Ян при длине волны в 5 микрометров[42]. В спектре звезды доминируют линии поглощения водорода[40]. Линии других элементов являются относительно слабыми, из них сильнейшими являются линии ионизированного магния, железа и хрома[43]. Излучение Веги в рентгеновском диапазоне незначительно, что свидетельствует о том, что корона у Веги вообще отсутствует или же очень слабая[44].

Эволюция звезды

Вега образовалась приблизительно 350—510 миллионов лет назад, она значительно старше Сириуса, возраст которого оценивается в 240 миллионов лет. Учитывая достаточно высокую светимость Веги (сравнительно с Солнцем), исследователи предполагают, что продолжительность жизни Веги составит на стадии Главной последовательности примерно 1 миллиард лет, после чего Вега станет субгигантом и, наконец, красным гигантом. Последней стадией эволюции Веги станет сброс её оболочек и превращение в белый карлик. Сверхновой Вега стать не сможет, ей не хватит массы, так как для этого необходима масса минимум 5 масс Солнца. В таком виде, как сейчас, Вега просуществует ещё около примерно 500 миллионов лет, до того, как у неё кончится водородное топливо. Другими словами, Вега находится, как и Солнце, в середине своей жизни[5][26].

Вращение

Сравнение размеров Веги с Солнцем. Вега не только больше Солнца, но и ярче, и массивнее. Обратите внимание на приплюснутость Веги.

Измеренный с помощью интерферометра, радиус Веги был оценён в 2,73± 0,01 радиуса Солнца, что на 60 % больше, чем радиус Сириуса. В то время как по теоретическим расчётам он должен лишь на 12 % превышать радиус Сириуса. Было предположено, что такая аномалия может быть вызвана большой скоростью вращения звезды вокруг своей оси. То есть Вега, в отличие от большинства звёзд, имеет не форму шара, а форму эллипсоида вращения, и в настоящее время видима с Земли практически или полностью со стороны полюса. Телескоп CHARA подтвердил это предположение[8].

Вега наблюдается с Земли практически со стороны полюса — от прямого обращения к Земле полюс отклонён всего на пять градусов. Скорость вращения на экваторе у Веги достигает 274 км/секунду (а период вращения вокруг своей оси равен 12,5 часов)[45]. Скорость вращения звезды — 93 % первой космической. Если бы скорость вращения превышала 293 километра в секунду, Вега бы разрушилась от центробежных сил. Такое быстрое вращение Веги привело к её эллипсовидной форме, её экваториальный диаметр на 23 % больше полярного. Полярный радиус равен 2,26 ± 0,07 радиуса Солнца, в то время как экваториальный 2,78 ± 0,02 радиуса Солнца[8].

Ускорение свободного падения на Веге также в значительной мере зависит от широты, поэтому температура поверхности на Веге сильно отличается. По теореме фон Цейпеля, светимость звёзд в районе полюсов выше. Это отражается в разнице температур между полюсами и экватором. В районе полюса она равна 9695 ± 20 K, в то время как вблизи экватора — на 2400 K меньше[45]. Если бы мы могли Вегу видеть со стороны экватора, она бы показалась вдвое более тусклой[9][46].

Температурная разница также может означать наличие конвективной зоны вокруг экватора[8] Если бы Вега была медленно вращающейся, сферически симметричной звездой, то её яркость была бы эквивалентна 57 светимостям Солнца. Эта яркость значительно больше светимости типичной звезды, имеющей такую массу. Таким образом, обнаружение вращения Веги позволило устранить данное противоречие, и полная болометрическая светимость Веги превышает солнечную в лишь в 37 раз[8].

Вега длительное время использовалась как эталонная звезда для калибровки телескопов. Знания о скорости вращения Веги и знание того угла, под которым мы её видим, помогло при настраивании интерферометров относительно этой звезды, и теперь диаметр звезды измерен точно[47].

Металличность

Понятие «металличность» в описании звезды означает содержание в ней элементов тяжелее гелия, так как все элементы, которые тяжелее гелия, в астрономии называются металлами. В фотосфере Веги мало таких элементов, всего 32 % от аналогичного солнечного показателя. Для сравнения, в фотосфере Сириуса содержится втрое больше металлов, чем в Солнце. Солнце же содержит множество элементов тяжелее гелия. Их содержание оценивается в 0,0172 ± 0,002 от общей массы[48] (то есть Солнце примерно на 1,72 процента состоит из тяжёлых элементов). Вега же состоит из тяжёлых элементов всего на 0,54 %. Необычно низкая металличность Веги позволяет отнести Вегу к звёздам класса λ Волопаса.[49][50] Причина такой низкой металличности для Веги (и других подобных звёзд спектрального класса A0-F0) остаётся неясной. Возможно, это обусловлено потерей массы звезды, однако этот процесс начинается лишь в конце жизни звезды — когда у неё кончается водородное топливо. Другой возможной причиной может быть формирование Веги из газопылевого облака с необычно низким содержанием металлов[51]. Наблюдаемое соотношение гелия к водороду у Веги примерно на 40 % меньше, чем у Солнца. Это может быть вызвано исчезновением конвективной зоны гелия вблизи поверхности. Энергия из недр звезды передаётся вместо конвекции с помощью электромагнитного излучения, и это может быть причиной аномалий. Также причиной таких аномалий может быть диффузия[52].

Движение в пространстве

Радиальная скорость Веги — составляющая движения звезды вдоль луча зрения наблюдателя. Для звёзд и галактик одной из важнейших характеристик является смещение их спектра. Если спектр звезды или галактики смещён к красной части спектра, (красное смещение), то эта звезда или галактика удаляются от наблюдателя, и чем больше красное смещение в спектре, тем быстрее удаляется объект наблюдения. Хотя для звёзд это явление не столь значительно, тем не менее, другого способа вычислить скорость движения звезды относительно Земли нет. Точные измерения красного смещения Веги дали результат в −13,9 ± 0,9 км/секунду[53]. Знак минус указывает на движение звезды к Земле.

Вследствие собственного движения звёзд Вега постепенно перемещается на фоне других звёзд, столь удалённых от Земли, что они кажутся неподвижными — их собственное движение столь мало, что им пренебрегают. Тщательные измерения положения звезды позволили измерить собственное движение Веги. Собственное движение Веги за год составляет 202,03 ± 0,63 миллисекунд дуги по прямому восхождению и 287,47 ± 0,54 миллисекунд дуги по склонению[54]. Полное собственное движение Веги равно 327,78 миллисекунд дуги в год. За 11 000 лет Вега перемещается приблизительно на градус по небесной сфере[55]. Относительно соседних звёзд скорость Веги составляет: по координате U = −16,1 ± 0,3 км/с, по координате V = −6,3 ± 0,8 км/с, и по координате W = −7,7 ± 0,3 км/с[56]. Полная скорость Веги равна 19 километрам в секунду[57] — с примерно такой же скоростью движется в пространстве Солнце относительно соседних звёзд.

Хотя в данный момент Вега всего лишь пятая по яркости звезда неба, в течение времени её блеск будет медленно расти из-за приближения к Солнечной системе. Примерно через 210 тысяч лет Вега станет ярчайшей звездой неба. Ещё через 70 тысяч лет её блеск достигнет максимума −0,81m. В общей сложности Вега будет ярчайшей звездой на протяжении 270 тысяч лет.[58]

Исследуя другие звёзды, похожие по возрасту и свойствам на Вегу, а также движущиеся сходным с Вегой образом, астрономы причислили Вегу к так называемой группе Кастора. Эта небольшая группа содержит около 16 звёзд, очень похожих на Вегу. К ней относятся следующие объекты: α Весов, α Цефея, Кастор, Фомальгаут и Вега. Все эти звёзды в пространстве движутся почти параллельно друг другу и с одинаковыми скоростями. Когда-то все эти звёзды сформировались в одном месте и в одно время, но затем стали гравитационно-независимыми, но как и в случае Сириуса, астрономы нашли свидетельства существования в прошлом данной группы[59]. По подсчётам учёных, группа образовалась примерно 100—300 миллионов лет назад, и звёзды этой группы движутся примерно с одинаковой скоростью — примерно 16,5 километров в секунду[56][60].

Планетарная система

Избыток инфракрасного излучения

Одним из первых серьёзных достижений в работе Инфракрасной астрономический обсерватории (микрометров, и эти волны исходили из пространства, имеющего угловой радиус в десять угловых секунд, что соответствует источнику излучения диаметром 80 а.е. Было предложено, что источником излучения являются мелкие частички, вращающиеся вокруг Веги и имеющие диаметр примерно один миллиметр. Частички же более мелкого диаметра будут выдуваться из системы световым давлением или упадут на звезду в результате эффекта Пойнтинга — Робертсона[61]. Этот эффект связан с тем, что переизлучаемые частицами пыли тепловые фотоны анизотропны в системе отсчёта, неподвижной относительно звезды — преобладает переизлучение в направлении движения пылинки. В результате пылинка теряет момент импульса и по спирали падает на звезду, а достаточно приблизившись к ней — испаряется. Этот эффект тем более существенен, чем ближе находится пылинка к звезде[21].

Измерения потока от Веги электромагнитного излучения с длиной волны в 193 микрометра показали, что, наоборот, в этой области спектра Вега является слабым источником света, что указало на то, что в какой-то другой области спектра (100 микрометров) идёт усиление потока. Причина такого парадокса — наличие пыли вокруг Веги. Мы наблюдаем окружающий звезду пылевой диск почти сверху, так как смотрим на Вегу почти с полюса. Кроме того, в центре этого диска имеется дыра радиусом почти 80 астрономических единиц. В центре этой дыры находится Вега[62]. После обнаружения аномального излучения Веги были открыты и другие подобные звёзды. На 2002 год зарегистрировано порядка 400 «Вега-подобных» звёзд[17], среди которых Денебола, Бета Живописца, Фомальгаут, Эпсилон Эридана и др[63]. Высказано предположение, что эти звёзды могут стать ключом к разгадке происхождения Солнечной системы[17].

Пылевой диск

Столкновение двух массивных небесных тел недалеко от Веги в представлении художника. Подобные столкновения могли вызвать образование вокруг Веги пылевого диска.

В 2005 году космическим телескопом «Спитцер» были получены изображения Веги, а также окружающей звезду пыли в инфракрасном спектре, так как пыль свободно пропускает инфракрасное излучение. Было показано, что разные части пылевого диска — источники излучения разной длины волны. На длине волны 24 микрометра диск имеет размер 43 угловые секунды, что соответствует расстоянию от Веги 330 а. е., на 70 микрометрах — 70 угловых секунд (543 а. е.), а на 160 микрометрах — 105 угловых секунд (815 а. е.). Эти широкие и далёкие от звезды части состояли из мелких частиц размером от 1 до 50 микрометров в диаметре. Расстояние внутренней границы пыли от звезды оценивается в 71-102 а. е. или 11±2 угловых секунды. Такая чёткая граница диска возникла потому, что Вега своим излучением отталкивает частицы пыли, в то же время удерживая пылевой диск за счёт притяжения, поэтому пылевой диск относительно стабилен[16].

Общая масса пыли диска составляет 0,003 массы Земли, что эквивалентно объекту радиусом порядка 1000 км. Предполагается, что разрушение и превращение в пыль тела такой массы в результате столкновения маловероятно. Более вероятным представляется образование благодаря столкновению объектов меньшей массы дочерних тел, которые запустили каскад дробления, сталкиваясь друг с другом, а также с другими аналогичными объектами[16].

Время существования без подпитки новым материалом подобных пылевых структур — не более 10 млн лет. Если не происходит новых столкновений, они постепенно прекращают своё существование[16].

Наблюдения инфракрасного телескопа CHARA (Обсерватория Маунт-Вильсон) в 2006 году подтвердили наличие второго пылевого диска вокруг Веги, примерно на расстоянии 8 а.е. от звезды (около 1 000 000 000 километров). Эта пыль аналогична солнечному поясу астероидов, или же является результатом интенсивных столкновений между кометами или метеоритами, но может быть и формирующейся планетой[64]. Возможно, пыль из этого диска служит причиной предполагаемой переменности Веги[65].

Возможная планетная система

Пылевой диск Веги в искусственных цветах. Видна открытая асимметрия. Положение звезды отмечено «∗», «+» указывает положение гипотетической планеты.

Наблюдения, проведённые на телескопе имени Джеймса Клерка Максвелла, осуществлённые в 1997 году, выявили вокруг Веги так называемый «продолговатый яркий центральный регион», который располагался на расстоянии 9 угловых секунд (70 а.е.) от Веги по направлению к северо-востоку. Было предположено, что это либо возмущения диска гипотетической экзопланетой, либо на орбите вокруг Веги находился какой-то небесный объект, целиком окружённый пылью. Однако изображения, полученные с телескопа «Кек» на Гавайях привели учёных к выводу, что речь идёт об очень крупном облаке пыли и газа, который располагается вокруг Веги, и что это, очевидно, протопланетный диск, а масса планеты, которая из него формируется — 12 масс Юпитера, что соответствует лёгкому коричневому карлику. К выводу, что планеты Веги находятся в процессе формирования, пришли и астрономы из Калифорнийского университета в Лос-Анджелесе (UCLA)[66][67] В 2003 году было выдвинуто другое, похожее предложение — о наличии вокруг Веги планеты (возможно, нескольких планет) с массой Нептуна, которые мигрировали с расстояния 40 а. е. от звезды до 65 а. е. примерно 50 миллионов лет назад[19]. Используя коронограф телескопа Субару на Гавайских островах в 2005 году, астрономы сумели ограничить массу планет(ы) Веги до 5-10 масс Юпитера. К тому же астрономы предположили, что кроме этих гипотетических планет-гигантов в системе Веги могут существовать и планеты земной группы. Весьма вероятно, что угол наклона орбит планет Веги, скорее всего, будет тесно связан с экваториальной плоскостью звезды[68][69].

С точки зрения наблюдателя, ведущего наблюдения с какой-то из гипотетических планет Веги, Солнце будет находится в созвездии Голубя, и иметь видимую звёздную величину 4,3m. Невооружённым глазом звезду такого блеска на Земле можно было бы увидеть в ясную, хорошую звёздную ночь, для этого исключительная зоркость не требуется[26].

Вега в культуре

Генрих Корнелиус Агриппа для обозначения Веги использовал каббалистический символ Файл:Символ Веги.png под подписью лат. Vultur cadens, дословным переводом арабского названия[72]. Звезду олицетворяли камень хризолит и растение чабер. Помимо имени «Вега», различные астрологи Средневековья называли эту звезду «Вагни», «Вагниехом» и «Векой»[33].

Мифология

Являясь одной из самых ярких звёзд на небесном своде Вега издавна привлекала внимание древних народов, которые наделяли её мифологическими свойствами. Ещё Ассирийцы называли Вегу Даян-сейм, что в переводе на русский язык означает «судья неба». Аккадцы дали звезде имя Тир-анна, или «Жизнь небес». Вавилонский Дильган («посланник Света») мог быть связан с Вегой[33]. Древние греки считали рядом находящийся с Вегой ромбик из четырёх звёзд лирой, созданной Гермесом и впоследствии переданной Аполлоном музыканту Орфею, это название созвездия распространено и сегодня[76].

В китайской мифологии описана любовная история Ци Си (кит. 七夕, пиньинь qī xī), в которой Ню Лан (кит. 牛郎, пиньинь niú láng; звезда Альтаир), Пастух, и его двое детей (β и γ Водолея) навеки разлучены с родной матерью, небесной Ткачихой Чжи Нюй (кит. трад. 織女, упрощ. 织女, пиньинь zhī nǚ; Вегой), которая находится на другой стороне реки — Млечного Пути[77]. Японский фестиваль Танабата также основан на этой легенде[78]. Древние ингушские мифы объясняют происхождение Веги, Денеба и Альтаира, составляющие на небе треугольник, легендой о дочери бога грома и молнии Села, девушкой необычайной красоты, вышедшей замуж за небожителя. Согласно этой легенде, она подготовила из теста треугольный хлеб и сунула его в золу с угольками, чтобы он испёкся. Пока она ходила за соломой, два угла хлеба сгорели, уцелел лишь один. И теперь на небе видны три звезды, из которых одна (Вега) намного ярче двух других[79]. В Зороастризме Вега иногда ассоциируется с Ванантом, маленьким божеством, чьё имя означает «завоеватель»[80].

Название «Вега» (Wega[70], позже Vega) происходит от приблизительной транслитерации арабского слова waqi, имеющего значение «падающий», из фразы араб. النسر الواق‎‎, an-nasr al-wāqi‘, переводимой как «падающий орёл»[81] или «падающий гриф»[82]. Созвездие Лиры представлялось в виде грифа в древнем Египте[83] и в виде орла или грифа в древней Индии[84][85]. Арабское название вошло в европейскую культуру после использования в астрономических таблицах, которые были разработаны в 1215—1270 по приказу Альфонса X[86]. Вероятно, ассоциация Веги и всего созвездия с хищной птицей имело в древности свою мифологическую основу, однако этот миф был позабыт, и замещён более поздней легендой о коршуне бога Зевса, выкравший тело нимфы Кампы у титана Бриарея, и за эту услугу помещённый своим хозяином на небо[87].

Литература

Кино и телевидение

Комиксы

В серии комиксов DC Comics «Человек Омега» планетная система Веги — место, где происходит война между инопланетянами. На одной из её планет, Тамаран, проживает Starfire (принцесса Корианд’р), одна из Teen Titans, принадлежавшая к королевскому роду, правившему её миром, пока её сестра-предательница Blackfire (принцесса Команд’р) не похитила и не поработила её.

Компьютерные игры

Сноски и источники

  1. ↑ 1 2 3 4 5 Perryman M. A. C. и др. Каталог «HIPPARCOS» = The HIPPARCOS Catalogue // Astronomy and Astrophysics : журнал. — Springer, Berlin/Heidelberg: 1997. — № 323. — С. 49—52.
  2. ↑ 1 2 Evans D. S. Каталог лучевых скоростей (GCRV), издание переработанное и дополненное = The Revision of the General Catalogue of Radial Velocities // International Astronomical Union Symposium : сборник. — Academic Press, London: 1967. — № 30. — С. 57—62.
  3. ↑ Freire, R., Praderie, F., Czarny, J., Felenbok, P. High resolution profiles in A-type stars. II - VEGA CA II H and K lines observed at the Meudon Solar Tower // Astronomy and Astrophysics. — 1978. — Т. 68. — № 1-2. — С. 89-95.
  4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 SIMBAD query result for Vega (англ.). Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Проверено 25 февраля 2008.
  5. ↑ 1 2 3 Fernie, J. D. (1981). "On the variability of VEGA". Astronomical Society of the Pacific 93 (2): 333–337. DOI:10.1086/130834. Проверено 2008-02-21.
  6. ↑ Расстояние рассчитано по приведённому значению параллакса.
  7. ↑ Абсолютная звёздная величина рассчитана по приведённым значениям видимой звёздной величины и расстояния.
  8. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Aufdenberg J. P. и др. Первые результаты от массива телескопов CHARA: измерения Веги, полученные интерферометром с длинной базой. = First Results from the CHARA Array. VII. Long-Baseline Interferometric Measurements of Vega Consistent with a Pole-On, Rapidly Rotating Star // The Astrophysical Journal : журнал. — The American Astronomical Society: 2006. — Т. 645. — № 1. — С. 664—675.
  9. ↑ 1 2 Gulliver, Hill, Austin F.; Graham; Adelman, Saul J. (1994). "Vega: A rapidly rotating pole-on star". The Astrophysical Journal 429 (2): L81–L84. DOI:10.1086/187418. Проверено 2008-02-21.
  10. ↑ 1 2 Holden, Edward S.; Campbell, W. W. (1890). "Photographs of Venus, Mercury and Alpha Lyræ in Daylight.". Publications of the Astronomical Society of the Pacific 2 (10): 249–250. DOI:10.1086/120156. Проверено 2008-02-21.
  11. ↑ 1 2 Barker, George F. (1887). "On the Henry Draper Memorial Photographs of Stellar Spectra". Proceedings of the American Philosophical Society 24: 166–172.
  12. ↑ Arthur Berry A Short History of Astronomy. — New York: Charles Scribner's Sons, 1899.
  13. ↑ 1 2 Johnson, H. L.; Morgan, W. W. (1953). "Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas". Astrophysical Journal 117: 313–352. DOI:10.1086/145697. Проверено 2008-02-21.
  14. ↑ Kinman, T.; Castelli, F. (2002). "The determination of Teff for metal-poor A-type stars using V and 2MASS J, H and K magnitudes". Astronomy and Astrophysics 391: 1039–1052. DOI:10.1051/0004-6361:20020806. Проверено 2008-02-21.
  15. ↑ 1 2 I.A., Vasil'yev; Merezhin, V. P.; Nalimov, V. N.; Novosyolov, V. A. (March 17, 1989) On the Variability of Vega. Commission 27 of the I.A.U. (1989-03-17). Проверено 21 февраля 2008.
  16. ↑ 1 2 3 4 С. Б. Попов. Астронет: Диск вокруг Веги (рус.). astronet.ru (7 апреля 2005). Проверено 26 апреля 2009. — краткий перевод статьи
    Su, K. Y. L. et al (2005). "The Vega Debris Disk: A Surprise from Spitzer". The Astrophysical Journal 628 (1): 487–500. DOI:10.1086/430819. Проверено 2008-02-21.
  17. ↑ 1 2 3 Song, Inseok; Weinberger, A. J.; Becklin, E. E.; Zuckerman, B.; Chen, C. (2002). "M-Type Vega-like Stars". The Astronomical Journal 124 (1): 514–518. DOI:10.1086/341164. Проверено 2008-02-21.
  18. ↑ Wilner, D.; Holman, M.; Kuchner, M.; Ho, P.T.P. (2002). "Structure in the Dusty Debris around Vega". The Astrophysical Journal 569: L115–L119. DOI:10.1086/340691. Проверено 2008-02-21.
  19. ↑ 1 2 Wyatt, M. (2002). "Resonant Trapping of Planetesimals by Planet Migration: Debris Disk Clumps and Vega's Similarity to the Solar System". The Astrophysical Journal 598: 1321–1340. DOI:10.1086/379064. Проверено 2008-02-21.
  20. ↑ П. Г. Куликовский. Справочник любителя астрономии / под ред. В. Г. Сурдина. — 6-е. — М.: Книжный дом «ЛИБРОКОМ», 2009. — С. 31. — ISBN 978-5397-00097-0
  21. ↑ 1 2 3 А.И. Дьяченко. Астронет — Планетная система Веги (рус.). astronet.ru. Проверено 18 апреля 2009.
  22. ↑ Klaus Hentschel Mapping the Spectrum: Techniques of Visual Representation in Research and Teaching. — Oxford University Press, 2002. — ISBN 0198509537
  23. ↑ 1 2 Fernie, J. D. The Historical Search for Stellar Parallax // Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. — 1975. — № 69. — С. 232, 233.
  24. ↑ Suzanne Débarbat 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
  25. ↑ Anonymous The First Parallax Measurements. Astroprof (2007-06-28). Проверено 21 февраля 2008.
  26. ↑ 1 2 3 4 5 Зигель Ф. Ю. Сокровищница звёздного неба. — Москва, Наука, 1987. — ISBN 0521598893
  27. ↑ Robert A. Garfinkle Star-Hopping: Your Visa to Viewing the Universe. — Cambridge University Press, 1997. — ISBN 0521598893
  28. ↑ Cochran, A. L. (1981). "Spectrophotometry with a self-scanned silicon photodiode array. II - Secondary standard stars". Astrophysical Journal Supplement Series 45: 83–96. DOI:10.1086/190708.
  29. ↑ A. Gautschy, H. Saio (1995). "Stellar Pulsations Across The HR Diagram: Part 1". Annual Review of Astronomy and Astrophysics 33: 75–114. DOI:10.1146/annurev.aa.33.090195.000451. Проверено 2008-02-21.
  30. ↑ Hayes, D. S. (May 24-29, 1984). "Stellar absolute fluxes and energy distributions from 0.32 to 4.0 microns". Proceedings of the Symposium, Calibration of fundamental stellar quantities: pp. 225–252, Como, Italy: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co.. Проверено 2008-02-21.
  31. ↑ Harvey, Paul E.; Wilking, Bruce A.; Joy, Marshall (1984). "On the far-infrared excess of Vega". Nature 307: 441–442. DOI:10.1038/307441a0. Проверено 2008-02-24.
  32. ↑ Энциклопедия для детей. Астрономия. — Москва, Аванта, 2007.
  33. ↑ 1 2 3 Robert J. R. Burnham Burnham's Celestial Handbook: An Observer's Guide to the Guide to the Universe Beyond the Solar System, vol. 2. — Courier Dover Publications, 1978. — ISBN 0486235688
  34. ↑ Mengel, J. G.; Demarque, P.; Sweigart, A. V.; Gross, P. G. (1979). "Stellar evolution from the zero-age main sequence". Astrophysical Journal Supplement Series 40: 733–791. DOI:10.1086/190603. Проверено 2008-03-24.—страницы 769—778: Согласно моделям развития звёзд при 1,75<M<2,7; 0,2<Y<2,7; 0,004<Z<0,001 между вхождением звезды в главную звёздную последовательность и её переходом на боковую ветвь красных гигантов проходит 0,43—1,64 × 109 лет. Однако при массе Веги 2,2 возраст Веги меньше одного миллиарда лет.
  35. ↑ Competition between the P-P Chain and the CNO Cycle. Dept. Physics & Astronomy University of Tennessee.
  36. ↑ Астрономия: век XXI / Ред.-сост. В.Г. Сурдин. — 2-е изд. — Фрязино: «Век 2», 2008. — С. 134—135. — ISBN 978-5-85099-181-4
  37. ↑ Browning, Matthew; Brun, Allan Sacha; Toomre, Juri (2004). "Simulations of core convection in rotating A-type stars: Differential rotation and overshooting". Astrophysical Journal 601: 512–529. DOI:10.1086/380198. Проверено 2007-02-23.
  38. ↑ Thanu Padmanabhan Theoretical Astrophysics. — Cambridge University Press, 2002. — ISBN 0521562414
  39. ↑ Cheng, Kwong-Sang; Chau, Hoi-Fung; Lee, Kai-Ming Chapter 14: Birth of Stars. Nature of the Universe. Honk Kong Space Museum (2007). Проверено 21 февраля 2008.
  40. ↑ 1 2 Oke, J. B.; Schild, R. E. (1970). "The Absolute Spectral Energy Distribution of Alpha Lyrae". Astrophysical Journal 161: 1015–1023. DOI:10.1086/150603. Проверено 2008-02-21.
  41. ↑ Walsh, J. Alpha Lyrae (HR7001). Optical and UV Spectrophotometric Standard Stars. ESO (2002-03-06).
  42. ↑ McMahon, Richard G. Notes on Vega and magnitudes (Text). University of Cambridge (2005-11-23). Проверено 21 февраля 2008.
  43. ↑ Michelson, E. (1981). "The near ultraviolet stellar spectra of alpha Lyrae and beta Orionis". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 197: 57–74. Проверено 2008-02-23.
  44. ↑ Schmitt, J. H. M. M. (1999). "Coronae on solar-like stars.". Astronomy and Astrophysics 318: 215–230. Проверено 2008-02-23.
  45. ↑ 1 2 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. (1999). "Vega is a rapidly rotating star". Nature 440 (7086): 896–899. DOI:10.1038/nature04661. Проверено 2009-04-12.
  46. ↑ Проекция звезды со стороны полюсов — круг, со стороны экватора экватора — эллипс. Поперечное сечение эллипса составляет только около 81 % поперечного сечения в районе полюсов, поэтому экваториальная область получает меньше энергии. Любая дополнительная светимость объясняется распределением температур. По закону Стефана-Больцмана, поток энергии от экватора Веги будет приблизительно на 33 % больше, чем от полюса:
    \begin{smallmatrix}\left( \frac{T_{eq}}{T_{pole}} \right)^4 = \left( \frac{7,600}{10,000} \right)^4 = 0.33\end{smallmatrix}
  47. ↑ Quirrenbach, Andreas (2007). "Seeing the Surfaces of Stars". Science 317 (5836): 325–326. DOI:10.1126/science.1145599. PMID 17641185.
  48. ↑ Antia, H. M.; Basu, Sarbani (2006). "Determining Solar Abundances Using Helioseismology". The Astrophysical Journal 644 (2): 1292–1298. DOI:10.1086/503707. Проверено 2008-02-21.
  49. ↑ Renson, P.; Faraggiana, R.; Boehm, C. (1990). "Catalogue of Lambda Bootis Candidates". Bulletin d'Information Centre Donnees Stellaires 38: 137–149. Проверено 2008-02-21.—Entry for HD 172167 on p. 144.
  50. ↑ Qiu, H. M.; Zhao, G.; Chen, Y. Q.; Li, Z. W. (2001). "The Abundance Patterns of Sirius and Vega". The Astrophysical Journal 548 (2): 77–115. DOI:10.1086/319000. Проверено 2008-02-21.
  51. ↑ Martinez, Peter; Koen, C.; Handler, G.; Paunzen, E. (1998). "The pulsating lambda Bootis star HD 105759". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 301 (4): 1099–1103. DOI:10.1046/j.1365-8711.1998.02070.x. Проверено 2009-02-21.
  52. ↑ Adelman, Saul J. (1990). "An elemental abundance analysis of the superficially normal A star VEGA". Astrophysical Journal, Part 1 348: 712–717. DOI:10.1086/168279. Проверено 2008-02-21.
  53. ↑ Evans, D. S. (June 20-24, 1966). "The Revision of the General Catalogue of Radial Velocities". Proceedings from IAU Symposium no. 30: 57, London, England: Academic Press. Проверено 2008-02-21.
  54. ↑ M. A. Perryman et al (1997). "The Hipparcos Catalogue.". Astronomy and Astrophysics 323: L49–L52. Проверено 2008-02-21.
  55. ↑ Majewski, Steven R. Stellar Motions. University of Virginia (2006). Проверено 22 февраля 2008.—Собственное движение Веги определяется по формуле:
    \begin{smallmatrix}\mu = \sqrt{ {\mu_\delta}^2 + {\mu_\alpha}^2 \cdot \cos^2 \delta }\ =\ 327,78 \end{smallmatrix} миллисекунд дуги в год.
    где μα и μδ составляющие собственного движения в прямом восхождении и, соответственно, склонении, и δ — склонение.
  56. ↑ 1 2 Barrado y Navascues, D. (1998). "The Castor moving group. The age of Fomalhaut and VEGA". Astronomy and Astrophysics 339: 831–839. Проверено 2008-06-29.
  57. ↑ Полная скорость определяется следующей формулой:
    \begin{smallmatrix}v_{\text{sp}} = \sqrt{16,1^2 + 6,3^2 + 7,7^2} = 19 \end{smallmatrix} км/с.
  58. ↑ Tomkin, Jocelyn (April 1998). "Once And Future Celestial Kings". Sky and Telescope 95 (4): 59–63.
  59. ↑ Mike Inglis Observer's Guide to Stellar Evolution: The Birth, Life, and Death of Stars. — Springer, 2003. — ISBN 1852334657
  60. ↑ U = −10,7 ± 3,5, V = −8,0 ± 2,4, W = −9,7 ± 3,0 км/с. Полная скорость определяется следующей формулой:
    \begin{smallmatrix}v_{\text{sp}} = \sqrt{10,7^2 + 8,0^2 + 9,7^2} = 16,5 \end{smallmatrix} км/с.
  61. ↑ Harper, D. A.; Loewenstein, R. F.; Davidson, J. A. (1984). "On the nature of the material surrounding VEGA". Astrophysical Journal, Part 1 285: 808–812. DOI:10.1086/162559. Проверено 2008-02-21.
  62. ↑ Dent, W. R. F.; Walker, H. J.; Holland, W. S.; Greaves, J. S. (2000). "Models of the dust structures around Vega-excess stars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 314 (4): 702–712. DOI:10.1046/j.1365-8711.2000.03331.x. Проверено 2008-02-21.
  63. ↑ Cote, J. (1987). "B and A type stars with unexpectedly large colour excesses at IRAS wavelengths". Astronomy and Astrophysics: 77-84. Проверено 2008-02-21.
  64. ↑ Absil, O. et al (2006). "Circumstellar material in the Vega inner system revealed by CHARA/FLUOR". Astronomy and Astrophysics 452 (1): 237–244. DOI:10.1051/0004-6361:20054522. Проверено 2008-02-21.
  65. ↑ Girault-Rime, Marion Vega's Stardust. CNRS International Magazine (Summer 2006). Проверено 21 февраля 2008.
  66. ↑ 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 (1998). "Submillimetre images of dusty debris around nearby stars". Nature 392 (6678): 788–791. DOI:10.1038/33874. Проверено 2008-02-21.
  67. ↑ Staff. Astronomers discover possible new Solar Systems in formation around the nearby stars Vega and Fomalhaut, Joint Astronomy Centre (1998-04-21). Проверено 2008-02-21.
  68. ↑ 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). Проверено 2008-02-21.
  69. ↑ Campbell, B.; Garrison, R. F. (1985). "On the inclination of extra-solar planetary orbits". Publications of the Astronomical Society of the Pacific 97: 180–182. DOI:10.1086/131516. Проверено 2008-02-21.
  70. ↑ 1 2 Richard Hinckley Allen Star Names: Their Lore and Meaning. — Courier Dover Publications, 1963. — ISBN 0486210790
  71. ↑ Donald Tyson Three Books of Occult Philosophy. — Llewellyn Worldwide, 1993. — ISBN 0875428320
  72. ↑ Heinrich Cornelius Agrippa De Occulta Philosophia. — 1533.
  73. ↑ Lockheed Vega (рус.). Авиационная энциклопедия Уголок неба (2004). Проверено 12 апреля 2009.
  74. ↑ Frommert, Hartmut Vega, Alpha Lyrae. SEDS. Проверено 21 февраля 2008.
  75. ↑ Staff Launch vehicles - Vega. European Space Agency (2005-05-20). Проверено 21 февраля 2008.
  76. ↑ Ян Ридпат. Звёзды и планеты. — М.: Астрель, 2004. — С. 178. — ISBN 0-271-10012-X
  77. ↑ Liming Wei Chinese Festivals. — Chinese Intercontinental Press, 2005. — ISBN ISBN 750850836X
  78. ↑ John Robert Kippax 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.
  79. ↑ Необходимо задать title= и url= для шаблона {{cite web}}. Дениса Куталёва . Книги по астрологии.
  80. ↑ Mary Boyce A History of Zoroastrianism, volume one: The Early Period. — New York: E. J. Brill, 1996. — ISBN 9004088474
  81. ↑ Cyril Glasse The New Encyclopedia of Islam. — Rowman Altamira, 2001. — ISBN 0759101906 — статья «Astronomy»
  82. ↑ Harper, Douglas Vega. Online Etymology Dictionary (November 2001). Проверено 21 февраля 2008.
  83. ↑ Gerald Massey Ancient Egypt: the Light of the World. — Adamant Media Corporation, 2001. — ISBN ISBN 140217442X
  84. ↑ William Tyler Olcott 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.
  85. ↑ Houlding, Deborah Lyra: The Lyre. Sktscript (December 2005). Проверено 21 февраля 2008.
  86. ↑ M. Th. Houtsma E.J. Brill's First Encyclopaedia of Islam, 1913-1936. — E.J. Brill, 1987. — С. 292.
  87. ↑ Лира. Они над нами вверх ногами: Мифология созвездий.
  88. ↑ Снегов С. А. Люди как боги. — СПб, 1992. — С. 83-84.

Ссылки

См. также

Wikimedia Foundation.2010.