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星辰隕落，天地崩離。
世界因我毀滅，因我重生。
…………………………………………………………
織女星（vega），又稱為織女一或天琴座α（αlyrae），是天琴座中最明亮的恆星，距離地球約25光年。
由於其極高自轉速度，它呈現明顯的扁球狀，赤道半徑比極半徑大19%。
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。
在北半球的夏天，觀測者多半可在天頂附近的位置用肉眼見到織女星。
它大約在公元前12000年曾是北半球的極星，因歲差現象，它在13727年會再度成為北極星，屆時它的赤緯會達到+86°14''。
它是太陽之外，第一顆被人類拍攝下來的恆星，第一顆有光譜記錄的恆星，第一批經由視差測量估計出距離的恆星之一，曾是測量光度亮度標尺的校準基線，是ubv測光係統用來定義平均值的恆星之一。19世紀，天文學家普森設計了視星等的概念，將它定義為各個波段的0等，這就是“vegamagnitude”。後來大家認為織女星的光度在變化，所以采用其他標準，其視星等不再是0等。
它在夜空中亮度排名第五，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，是太陽附近最明亮的恆星之一。
中文名
織女星
外文名
vega
別稱
αlyrae/αlyr
分類
藍矮星
質量
2.135±0.074m☉
基本含義
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（georgephillipsbond）和約翰·亞當斯·惠普爾（johnadamswhipple）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。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。天文學家已經在太陽的光譜裏辨識出類似的光譜線。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係列在該類恆星裏普遍存在的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係譜線。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。
天文學家可以借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。曆史上首先發表恆星視差的人是瓦西裏·雅可夫列維奇·斯特魯維，他宣稱的織女星視差值是0.125″，但是弗裏德裏希·威廉·貝塞爾懷疑斯特魯維發表的數據。當貝塞爾公布恆星係統天鵝座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布的數據更有疑問，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曆史上首次的視差觀測。然而令人吃驚的是，斯特魯維原本公布的數據與當前天文學家接受的數值0.129″其實非常接近。
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，織女星（vega），又稱為織女一或天琴座α（αlyrae），是天琴座中最明亮的恆星，距離地球約25光年。
由於其極高自轉速度，它呈現明顯的扁球狀，赤道半徑比極半徑大19%。
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。
在北半球的夏天，觀測者多半可在天頂附近的位置用肉眼見到織女星。
它大約在公元前12000年曾是北半球的極星，因歲差現象，它在13727年會再度成為北極星，屆時它的赤緯會達到+86°14''。
它是太陽之外，第一顆被人類拍攝下來的恆星，第一顆有光譜記錄的恆星，第一批經由視差測量估計出距離的恆星之一，曾是測量光度亮度標尺的校準基線，是ubv測光係統用來定義平均值的恆星之一。19世紀，天文學家普森設計了視星等的概念，將它定義為各個波段的0等，這就是“vegamagnitude”。後來大家認為織女星的光度在變化，所以采用其他標準，其視星等不再是0等。
它在夜空中亮度排名第五，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，是太陽附近最明亮的恆星之一。
中文名
織女星
外文名
vega
別稱
αlyrae/αlyr
分類
藍矮星
質量
2.135±0.074m☉
基本含義
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（georgephillipsbond）和約翰·亞當斯·惠普爾（johnadamswhipple）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。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。天文學家已經在太陽的光譜裏辨識出類似的光譜線。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係列在該類恆星裏普遍存在的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係譜線。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。
天文學家可以借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。曆史上首先發表恆星視差的人是瓦西裏·雅可夫列維奇·斯特魯維，他宣稱的織女星視差值是0.125″，但是弗裏德裏希·威廉·貝塞爾懷疑斯特魯維發表的數據。當貝塞爾公布恆星係統天鵝座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布的數據更有疑問，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曆史上首次的視差觀測。然而令人吃驚的是，斯特魯維原本公布的數據與當前天文學家接受的數值0.129″其實非常接近。
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a視星等星等為-1.47等。為了標準化這個織女星（vega），又稱為織女一或天琴座α（αlyrae），是天琴座中最明亮的恆星，距離地球約25光年。
由於其極高自轉速度，它呈現明顯的扁球狀，赤道半徑比極半徑大19%。
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。
在北半球的夏天，觀測者多半可在天頂附近的位置用肉眼見到織女星。
它大約在公元前12000年曾是北半球的極星，因歲差現象，它在13727年會再度成為北極星，屆時它的赤緯會達到+86°14''。
它是太陽之外，第一顆被人類拍攝下來的恆星，第一顆有光譜記錄的恆星，第一批經由視差測量估計出距離的恆星之一，曾是測量光度亮度標尺的校準基線，是ubv測光係統用來定義平均值的恆星之一。19世紀，天文學家普森設計了視星等的概念，將它定義為各個波段的0等，這就是“vegamagnitude”。後來大家認為織女星的光度在變化，所以采用其他標準，其視星等不再是0等。
它在夜空中亮度排名第五，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，是太陽附近最明亮的恆星之一。
中文名
織女星
外文名
vega
別稱
αlyrae/αlyr
分類
藍矮星
質量
2.135±0.074m☉
基本含義
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（georgephillipsbond）和約翰·亞當斯·惠普爾（johnadamswhipple）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。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。天文學家已經在太陽的光譜裏辨識出類似的光譜線。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係列在該類恆星裏普遍存在的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係譜線。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。
天文學家可以借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。曆史上首先發表恆星視差的人是瓦西裏·雅可夫列維奇·斯特魯維，他宣稱的織女星視差值是0.125″，但是弗裏德裏希·威廉·貝塞爾懷疑斯特魯維發表的數據。當貝塞爾公布恆星係統天鵝座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布的數據更有疑問，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曆史上首次的視差觀測。然而令人吃驚的是，斯特魯維原本公布的數據與當前天文學家接受的數值0.129″其實非常接近。
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a視星等星等為-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。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。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。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。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
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星辰隕落，天地崩離。
世界因我毀滅，因我重生。
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織女星（vega），又稱為織女一或天琴座α（αlyrae），是天琴座中最明亮的恆星，距離地球約25光年。
由於其極高自轉速度，它呈現明顯的扁球狀，赤道半徑比極半徑大19%。
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。
在北半球的夏天，觀測者多半可在天頂附近的位置用肉眼見到織女星。
它大約在公元前12000年曾是北半球的極星，因歲差現象，它在13727年會再度成為北極星，屆時它的赤緯會達到+86°14''。
它是太陽之外，第一顆被人類拍攝下來的恆星，第一顆有光譜記錄的恆星，第一批經由視差測量估計出距離的恆星之一，曾是測量光度亮度標尺的校準基線，是ubv測光係統用來定義平均值的恆星之一。19世紀，天文學家普森設計了視星等的概念，將它定義為各個波段的0等，這就是“vegamagnitude”。後來大家認為織女星的光度在變化，所以采用其他標準，其視星等不再是0等。
它在夜空中亮度排名第五，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，是太陽附近最明亮的恆星之一。
中文名
織女星
外文名
vega
別稱
αlyrae/αlyr
分類
藍矮星
質量
2.135±0.074m☉
基本含義
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（georgephillipsbond）和約翰·亞當斯·惠普爾（johnadamswhipple）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。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。天文學家已經在太陽的光譜裏辨識出類似的光譜線。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係列在該類恆星裏普遍存在的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係譜線。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。
天文學家可以借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。曆史上首先發表恆星視差的人是瓦西裏·雅可夫列維奇·斯特魯維，他宣稱的織女星視差值是0.125″，但是弗裏德裏希·威廉·貝塞爾懷疑斯特魯維發表的數據。當貝塞爾公布恆星係統天鵝座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布的數據更有疑問，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曆史上首次的視差觀測。然而令人吃驚的是，斯特魯維原本公布的數據與當前天文學家接受的數值0.129″其實非常接近。
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，織女星（vega），又稱為織女一或天琴座α（αlyrae），是天琴座中最明亮的恆星，距離地球約25光年。
由於其極高自轉速度，它呈現明顯的扁球狀，赤道半徑比極半徑大19%。
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。
在北半球的夏天，觀測者多半可在天頂附近的位置用肉眼見到織女星。
它大約在公元前12000年曾是北半球的極星，因歲差現象，它在13727年會再度成為北極星，屆時它的赤緯會達到+86°14''。
它是太陽之外，第一顆被人類拍攝下來的恆星，第一顆有光譜記錄的恆星，第一批經由視差測量估計出距離的恆星之一，曾是測量光度亮度標尺的校準基線，是ubv測光係統用來定義平均值的恆星之一。19世紀，天文學家普森設計了視星等的概念，將它定義為各個波段的0等，這就是“vegamagnitude”。後來大家認為織女星的光度在變化，所以采用其他標準，其視星等不再是0等。
它在夜空中亮度排名第五，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，是太陽附近最明亮的恆星之一。
中文名
織女星
外文名
vega
別稱
αlyrae/αlyr
分類
藍矮星
質量
2.135±0.074m☉
基本含義
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（georgephillipsbond）和約翰·亞當斯·惠普爾（johnadamswhipple）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。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。天文學家已經在太陽的光譜裏辨識出類似的光譜線。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係列在該類恆星裏普遍存在的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係譜線。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。
天文學家可以借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。曆史上首先發表恆星視差的人是瓦西裏·雅可夫列維奇·斯特魯維，他宣稱的織女星視差值是0.125″，但是弗裏德裏希·威廉·貝塞爾懷疑斯特魯維發表的數據。當貝塞爾公布恆星係統天鵝座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布的數據更有疑問，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曆史上首次的視差觀測。然而令人吃驚的是，斯特魯維原本公布的數據與當前天文學家接受的數值0.129″其實非常接近。
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a視星等星等為-1.47等。為了標準化這個織女星（vega），又稱為織女一或天琴座α（αlyrae），是天琴座中最明亮的恆星，距離地球約25光年。
由於其極高自轉速度，它呈現明顯的扁球狀，赤道半徑比極半徑大19%。
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。
在北半球的夏天，觀測者多半可在天頂附近的位置用肉眼見到織女星。
它大約在公元前12000年曾是北半球的極星，因歲差現象，它在13727年會再度成為北極星，屆時它的赤緯會達到+86°14''。
它是太陽之外，第一顆被人類拍攝下來的恆星，第一顆有光譜記錄的恆星，第一批經由視差測量估計出距離的恆星之一，曾是測量光度亮度標尺的校準基線，是ubv測光係統用來定義平均值的恆星之一。19世紀，天文學家普森設計了視星等的概念，將它定義為各個波段的0等，這就是“vegamagnitude”。後來大家認為織女星的光度在變化，所以采用其他標準，其視星等不再是0等。
它在夜空中亮度排名第五，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，是太陽附近最明亮的恆星之一。
中文名
織女星
外文名
vega
別稱
αlyrae/αlyr
分類
藍矮星
質量
2.135±0.074m☉
基本含義
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（georgephillipsbond）和約翰·亞當斯·惠普爾（johnadamswhipple）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。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。天文學家已經在太陽的光譜裏辨識出類似的光譜線。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係列在該類恆星裏普遍存在的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係譜線。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。
天文學家可以借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。曆史上首先發表恆星視差的人是瓦西裏·雅可夫列維奇·斯特魯維，他宣稱的織女星視差值是0.125″，但是弗裏德裏希·威廉·貝塞爾懷疑斯特魯維發表的數據。當貝塞爾公布恆星係統天鵝座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布的數據更有疑問，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曆史上首次的視差觀測。然而令人吃驚的是，斯特魯維原本公布的數據與當前天文學家接受的數值0.129″其實非常接近。
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a視星等星等為-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。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。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。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。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