基本介绍

1/4

针对天体摄影的天体摄影术诞生于 1840 年，当时约翰 · 威廉 · 德雷伯使用银版照相法对月球进行摄影。哈佛大学天文台科学家乔治 · 菲利普斯 · 邦德（George Phillips Bond）和约翰 · 亚当斯 · 惠普尔（John Adams Whipple）在 1840 年 7 月 17 日对织女星进行摄影，它成为人类第一颗（除了太阳以外）摄影的恒星，也是使用银版照相法。亨利 · 德雷伯在 1872 年 8 月对织女星摄影的时候，得到了第一张恒星光谱的照片。这也使得他成为第一个展现恒星吸收谱线的人。天文学家已经在太阳的光谱里辨识出类似的光谱线。威廉 · 哈金斯在 1879 年利用织女星和类似恒星的光谱照片来辨认一系列在该类恒星里普遍存在的 12 条“非常强烈的谱线”。后来天文学家辨认出这是氢原子的巴耳麦系谱线。从 1943 年开始，天文学家将织女星的光谱当成分类其他恒星的标准之一。

天文学家可以借由地球环绕太阳公转时，织女星相对于背景恒星的视差测量出它与地球之间的距离。历史上首先发表恒星视差的人是瓦西里 · 雅可夫列维奇 · 斯特鲁维，他宣称的织女星视差值是 0.125″，但是弗里德里希 · 威廉 · 贝塞尔怀疑斯特鲁维发表的数据。当贝塞尔公布恒星系统天鹅座 61 的视差为 0.314″ 时，斯特鲁维把织女星的视差修正为先前的两倍左右。这次修正使斯特鲁维公布的数据更有疑问，因此当时大部分天文学家（包括斯特鲁维在内）都认可贝塞尔的数据才是历史上首次的视差观测。然而令人吃惊的是，斯特鲁维原本公布的数据与当前天文学家接受的数值 0.129″ 其实非常接近。

地球上看到的恒星亮度是使用标准化的对数刻度——视星等来表示，它随着恒星亮度的增加而减小。肉眼能见的最暗恒星为 6 等星，而最亮的恒星天狼星 A 视星等星等为 -1.47 等。为了标准化这个对数刻度，天文学家选择织女星来作为所有波长的 0 星等。因此许多年以来，织女星被当作是绝对光度测定的亮度刻度。然而这种规定没有延续至今，现在视星等的零点普遍使用特定数值的光流量来表示。这种方法对于天文学家来说更加简便，因为织女星并不能永远作为度量的标准。

UBV 测光系统测量通过紫外、蓝和黄色滤光片的恒星星等，并分别使用 U、B、V 来表示。天文学家在1950年采用六颗恒星来设置 UBV 测光系统的初始平均值，织女星是其中之一。这六颗恒星的平均星等被定义为：U-B = B-V = 0。实际上，这些恒星在黄、蓝和紫外部分的电磁光谱的星等都是一样的。所以织女星在可视的范围内有相对接近的电磁波谱（波长范围为 350 ~ 850 nm，人眼大部分都能够看见），因此光流量密度大致相等，为 2000 ~ 4000 Jy。然而织女星的光流量密度在红外波段大幅降低，大约为 20 Jy/mm²。

1/3

天文学家在十八世纪三十年代年代对织女星的光度测定显示这颗恒星有近 ± 0.03 星等的微小光度变化，这个波动范围接近当时观测能力的极限，所以天文学家对于织女星光度是否发生变化存有争议。大卫 · 邓拉普天文台（David Dunlap Observatory）在 1981 年重新测量了织女星的星等并显示出它有轻微的光度变化，因此天文学家建议将织女星归类为盾牌座 δ 变星。这类恒星以类似的方式振荡，使得恒星的光度存在周期性的脉动。虽然织女星符合这类变星的物理特性，但其他观测者却没有发现这种变化，因此织女星的光度变化可能是测量的系统误差造成的。

天文学家在 1979 年使用美国白沙飞弹靶场发射的 X 射线望远镜观测到织女星发出 X 射线，也是人类首次在太阳以外的单主序星观测到这种现象。织女星在 1983 年成为天文学家发现第一颗拥有尘埃盘的恒星。红外线天文卫星（IRAS）发现织女星发出红外超辐射，这种现象可能是恒星加热尘埃盘而辐射出来的

织女星的年龄只有太阳的 1/10，但是因为它的质量约为 2.1 M⊙，因此它的预期寿命也只有太阳的 1/15；这两颗恒星都在接近寿命的中点上。织女星的光谱型为 A0Va，但是表面有效温度却要比光谱型为 A0mA1Va 的天狼星略低。它仍于于主序星阶段，透过把核心内的氢聚变成氦来发光发热。织女星重（原子序数较大）元素丰度异常的低，织女星光度有轻微的周期性变化，因此天文学家怀疑它是一颗变星。

天文学家观测到织女星红外线辐射超量，显示织女星似乎有尘埃组成的拱星盘。这些尘粒可能类似于太阳系的古柏带，是岩屑盘中的天体碰撞产生的结果。这些由于尘埃盘造成红外线辐射超量的恒星被归类为类织女恒星。织女星盘的分布并不规则，显示至少有一颗大小类似木星的行星在环绕着织女星公转。

星体介绍

1/3

织女星是一个扁球形的恒星，北极部分呈淡粉红色，赤道部分呈蓝白色。织女星的半径约为 2.362（半短轴）× 2.818（半长轴）R⊙，质量约为 2.135 ± 0.074 M⊙，表面温度约为 9602 ± 180 K，呈蓝白色。它的自传速度相当快速，赤道的旋转速度高达 274 km/s，巨大的离心力使得赤道向外凸起，温度的变化通过光球表面在极点达到最大值。地球上的观测者视线正朝着织女星的极点。天文学家经过测定后，得知织女星每 12.5 h 自转一周，整颗恒星呈扁平状，赤道半径比两极大 19%。它是北半球天空中三颗最亮的恒星之一，距离地球大约 25光年。

织女星正在通过把核心内的氢聚变成氦来发光发热。此外，织女星的质量约为太阳的 2.1 倍，由于质量越高的恒星，其消耗燃料的速度也较快（织女星的光度相当于40 L⊙），因此织女星的寿命仅为约 1.5 × 109年，即太阳寿命的 1/15。织女星当前的年龄大约是 4.55 × 108年，已经快要超过它在主序星阶段寿命的 1/3。织女星脱离主序星阶段后，将变成一颗 M 型的红巨星并失去大部分质量，同时光度大增（届时我们将可以看到织女星呈橙红色且亮度和金星差不多），最终成为一颗白矮星。

它是天琴座最亮的星，织女星和附近的几颗星连在一起，形成一架七弦琴的样子，西洋人把它叫做天琴座。它以 14 km/s 的速度移近太阳。13000 年以前，织女星曾经是北极星，由于地轴的进动，北极星是小熊座 α 星。然而，再过 12000 年以后,织女星又将回到北极星的显赫位置上。经科学家推算，在大约公元 14000 年前后，北天极将指向织女星，届时织女星将取代少卫增八（仙王座 γ）成为北极星，南极星也将移到天空中的第二亮星“老人星”位置。（在公元 4000 年左右，少卫增八将取代小熊座 α 星成为北极星）

在织女星的旁边，有四颗星星构成一个小菱形。传说这个小菱形是织女织布用的梭子，织女一边织布，一边抬头深情地望着银河东岸的牛郎（河鼓二）和她的两个儿子（河鼓一和河鼓三）。

现代天文观测表明，整个太阳系正以 19 km/s 的速度向着织女星附近的方向奔去。

织女星周围岩屑盘的中红外线影像。