Vega (yıldız)

Koordinat: 18s 36d 56,3364sn; +38º 47' 01,291″

Vega

Lir Takımyıldızı ve Vega
Gözlem verisi
Dönem J2000.0
Takımyıldız Çalgı
Bahar açısı (α) 18s 36d 56.3364sn[1]
Yükselim (δ) +38° 47′ 01.291″[1]
Görünür parlaklık  (V) 0.03[1]
Sınıflandırma
Tayfsal sınıf
A0V[1]
U-B Renk ölçeği −0.01[1]
B-V Renk ölçeği +0.00[1]
Değişen yıldız türü Şüpheli Delta Scuti[2]
Dikey hız (Rv) -13.9[1] km/sn
Iraklık açısı (π) 128.93 mys
mutlak parlaklık (V) 0.58
Özdevinim nitelikleri
Bahar açısı payı (μ) 201.03[1] mys/y
Yükselim payı (μ) 287.47[1] mys/y
Fiziksel özellikler
Kütle (m) 2.11[3] M⊙
Yarıçap (r) 2.26 × 2.78[4] R⊙
Aydınlatma gücü 37 ± 3[4] L⊙
Etkin sıcaklık 9602 ± 180[5] K
Metallik [Fe/H] -0.5[5]
Dönme hızı (v sin i) 12.5 s km/sn
Tahmini yaş 3.86–5.72×108[3] y
Katalog belirtmeleri
Vega,[6] Lucida Lyrae,[7] Alpha Lyrae, α Lyrae, 3 Lyr, GJ 721, HR 7001, BD +38°3238, HD 172167, GCTP 4293.00, LTT 15486, SAO 67174, HIP 91262.[1]

Vega, Lir Takımyıldızı'nda yer alan en parlak yıldız. Göğün beşinci parlak yıldızıdır. Kuzey yarıküresinde Arcturus’tan sonra ikinci parlak yıldızdır. Güneş’e 25,3 ışık yılı uzaklıkta olduğundan Güneş’e nispeten yakın bir yıldız sayılır. Yaklaşık MÖ 12.000 yıllarında Kutup yıldızı oldu ve yaklaşık 12.000 yılında yeniden kutup yıldızı olacaktır. Güneş’ten sonra fotoğrafı çekilen ilk yıldızdır.

Vega sözcüğü Arapça en nasr el vakî (النسر الواقع - avına çullanan kartal) ifadesindeki vakî (düşen) kelimesinden Latince yoluyla Türkçeye geçmiştir. Şemsül şümus olarak da bilinir. Dünya'dan yaklaşık 26 ışık yılı uzakta olan Vega, belirgin bir mavi ışıkla parlar ve 0,03 ile 0,04 arasında değişen görünür büyüklüğüyle, gökyüzünün en parlak 5. yıldızıdır. 1840 yılında Vega'nın paralaksının (Biri Dünya'nın merkezinden, diğeri yeryüzünde bulunan bir kimsenin gözünden çıkan iki doğrunun, bir gökcisminin merkezinde birleşerek oluşturdukları düşünülen açı.) Rus gökbilimci Friedrich Georg Wilhelm von Struve tarafından bulunması, yıldızlararası uzaklıkların hesaplanması bakımından önemli bir olaydır. Vega aynı zamanda, Güneş’ten sonra fotoğrafı çekilen ilk yıldızdır (1850).

Lir Takımyıldızı'nda yer alan Vega, Kartal Takımyıldızı'ndaki Altair ve Kuğu Takımyıldızı'ndaki Deneb'le birlikte yaz üçgeninin köşelerini oluşturan yıldızlardan biridir. Vega, bir zamanlar "Kutup yıldızı"ydı. Güneş ve Ay'ın çekim kuvvetlerinin etkisiyle, Dünya'nın ekvator bölgesindeki şişkinlik, gezegenin eksensel hareketinde bir tereddüte yol açmaktadır. Buna bağlı olarak 26.000 yılda bir oluşan yörüngesel salınım, yıldızların gökyüzündeki konumlarını da yavaş yavaş değiştirmektedir. Bu nedenle Vega, yaklaşık 11.500 yıl sonra tekrar "kutup yıldızı" konumunda olacaktır.

Tayf türü A, yüzey sıcaklığı 9.500 Kelvin derece olan Vega, Güneş'ten yaklaşık 50 kat daha parlak bir yıldızdır. Kütlesi ise Güneş'in kütlesinin 2,5 katından fazladır. Bu nedenle, iç yakıtını Güneş'ten çok daha hızlı tüketmektedir. Vega'nın ömrünün Güneş'in ömrünün %10'undan bile kısa olacağı tahmin edimektedir. Buna göre Vega, yaklaşık 1 milyar yıl sonra sönmüş bir yıldız olacaktır.

1983 yılında Kızılötesi Gökbilim Uydusu ("Infrared Astronomy Satellite", IRAS), yıldızın kızılötesi ışın yayan ve taneciklerden oluşan büyük bir haleyle çevrelendiğini saptadı. Disk biçimindeki bu hale daha çok sıcak bir toz bulutuna benzemektedir ve yıldızın merkezinden yaklaşık 815 astronomik birim uzağa kadar yayılmaktadır. Vega'ya benzer pek çok başka yıldız da (Fomalhaut, Denebola, Merak gibi) benzer bir diske sahiptir. Vega'nın dönüş ekseninin Dünya'ya dik olduğu, onu çevreleyen disk biçimli toz bulutunun ise yüzünün bize dönük olduğu gözlenmiştir. Yani, yıldızı çevreleyen disk, Güneş'i çevreleyen ve gezegenleri içeren kuşağa benzer biçimde konumlanmıştır. Bu nedenle, Vega'nın bir gezegen sistemi olabileceği ya da böyle bir sistemin oluşmakta olduğu düşüncesi ağırlık kazanmıştır.

Vega ve Güneş

Helen Walker ve ekibinin İngiltere'deki Rutherford Appleton Laboratuvar'ına bağlı Kızılötesi Uzay Gözlemevi'nde (Infrared Space Observatory) yürüttüğü çalışmalar, Vega'nın diskinin 200 mikron büyüklüğünde, yani tipik yıldızlararası tozdan 200 kat daha büyük taneciklerden oluştuğunu ortaya çıkardı. 2002 yılında ise gökbilimciler, toz bulutunun iki ayrı noktada yoğunlaşarak uç verdiğini duyurdular. Bunlardan biri yıldızın güney batısında, yıldızdan 60 astronomik birim uzakta, diğeri de kuzey doğusunda, yıldızdan 75 astronomik birim uzakta yer almaktaydı. Bu duruma, dışmerkezli (eksantrik) bir yörünge çizen ve görülemeyen bir gezegenin yol açıyor olabileceği düşünülmektedir. Hesaplamalara göre, ancak sarmal bir toz bulutunun içinde dışmerkezli bir yörünge çizmekte olan bir gezegen, yıldızdan uzaktaki iki ayrı noktada bir yoğunlaşmaya neden olabilir. Bu durumun Güneş Sistemi'nde görülmemesinin nedeni ise, gezegenlerin yörüngelerinin böyle bir etkiyi oluşturacak ölçüde dışmerkezli olmamasıdır. Güneş Sistemi dışında bulunan çok sayıda gezegenin yörüngelerinin dışmerkezli olduğu bilinmektedir. Bu nedenle, asimetrik toz yoğunlaşmalarının, dış uzaydaki gezegen sistemlerinin ortak özelliklerinden biri olduğu düşünülmektedir.

Öte yandan, bu etkiye bir gezegenin neden olduğu varsayımı dışında, çok büyük göktaşlarının çarpışmalarının da neden oluyor olabileceği ileri sürülmektedir. Ancak, her ne kadar eldeki verilerle tersi kanıtlanamasa da, Vega'nın iki yanında, biribirine karşıt yönlerde oluşan böylesi büyük çarpışmaların gerçekleşme olasılığı oldukça düşüktür. Eğer Vega'nın gezegenleri varsa, bunlarda yaşamın gelişmiş olması olanaksız gibidir. Kütlesi Güneş'in kütlesinin 2,5 katından fazla olan Vega'nın henüz 200 milyon yıllık geçmişi olduğu tahmin edilmektedir. Bu sürenin, ilkel canlıların gelişmesi için bile çok kısa olduğu söylenebilir.

Kaynakça

  1. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Staff (30-10-2007). "SIMBAD query result: V* alf Lyr -- Variable Star". Centre de Données astronomiques de Strasbourg. http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?protocol=html&Ident=vega. Erişim tarihi: 30-10-2007.
  2. ↑ Fernie, J. D. (1981). "On the variability of VEGA". Astronomical Society of the Pacific 93 (2): 333–337. DOI:10.1086/130834. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1981PASP...93..333F. Erişim tarihi: 2007-10-30.
  3. 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. http://arxiv.org/abs/astro-ph/0603520v1. Erişim tarihi: 2007-10-29.
  4. 1 2 Aufdenberg, J.P.; Ridgway, S.T. et al (2006). "First results from the CHARA Array: VII. Long-Baseline Interferometric Measurements of Vega Consistent with a Pole-On, Rapidly Rotating Star?" (PDF). Astrophysical Journal 645: 664–675. DOI:10.1086/504149. http://www.chara.gsu.edu/CHARA/Papers/Paper6.pdf. Erişim tarihi: 2007-11-09.
  5. 1 2 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. http://adsabs.harvard.edu/abs/2002A&A...391.1039K. Erişim tarihi: 2007-10-30.
  6. ↑ Allen, Richard Hinckley (1963). Star Names: Their Lore and Meaning. Courier Dover Publications. ISBN 0486210790.
  7. ↑ Kendall, E. Otis (1845). Uranography: Or, A Description of the Heavens; Designed for Academics and Schools; Accompanied by an Atlas of the Heavens. Philadelphia: Oxford University Press.

Dış bağlantılar

This article is issued from Vikipedi - version of the 7/10/2016. The text is available under the Creative Commons Attribution/Share Alike but additional terms may apply for the media files.