Veqa
| Ulduz | |||
| Veqa | |||
|---|---|---|---|
 | |||
| Müşahidə məlumatları (Dövr J2000.0) |
|||
| Birbaşa çıxma | 18s 36d 56,34s[1] | ||
| Meyl | 18s 36d 56,34s[1] | ||
| Məsafə | 7,67 ± 0,03 parsek | ||
| Görünən ulduz ölçüsü (V) | 0,03[2] | ||
| Bürc | Lira | ||
| Astrometriya | |||
| Radial sürət (Rv) | −20,6 ± 0,2 km/san[3] | ||
| Parallaks (π) | 128,2 ± 0,8 mas[4] | ||
| Mütləq böyüklük (V) | 0,582[4] | ||
| Xüsusiyyətləri | |||
| Ulduz təsnifatı | A0Va[5] | ||
| Dəyişən | ehtimal ki, Delta Scuti[d][6] | ||
| Fiziki xüsusiyyətləri | |||
| Kütlə | 2,135 ± 0,074 M☉[7] | ||
| Radius | 2,818 ± 0,013 R☉[7] | ||
| İşıqlandırma gücü | 40,12 ± 0,45 L☉[7] | ||
| Metallığı | −0,5[8][9] | ||
| Orbit elementləri | |||
|
|||
| Verilənlər bazasında məlumat | |||
| SIMBAD | * alf Lyr | ||
 Vikianbarda əlaqəli mediafayllar | |||
Veqa - Lira Bürcünün α ulduzu. Bütün ulduzlar içində parlaqlığına görə beşinci, şimal yarımkürəsində isə üçüncü ulduz. Yerdən 7.8 Parsek və ya təqribən 25.3 işıq ili uzaqlıqda yerləşir.
Veqa Günəşdən sonra fotosu çəkilən ilk ulduzdur. Eyni zamanda, spektri fotoqraflanan ilk ulduzdur. Veqa adı ərəbcə النسر الواقع- ən nəsr əl vaqi (şığıyan qartal) sözündən götürülmüşdür.
Vega, səmada Günəşdən sonrakı ən əhəmiyyətli ulduz olaraq astronomlar tərəfindən geniş bir şəkildə araşdırılmışdır. Vega, Günəşin fotoşəkili çəkilən ilk ulduz və spektri əldə edən ilk ulduzdu. Paralaks hesablamaları məsafəsi təxmin edilən ilk ulduzlardan biri idi.
Vega yalnız Günəşin onda birinə qarşılıq gəlir, ancaq 2.1 qat daha böyük olduğu üçün gözlənilən ömrü Günəşin onda biridir. Vega, heliumun atom nömrəsindən daha yüksək atom ədədlərinə sahib fövqəladə bir şəkildə az miqdarda elementə malikdir. Vega da yüngülcə dəyişən dəyişən bir ulduzdur. Ekvatorda 274 km / s sürətlə sürətli bir şəkildə dönür. Bu, ekvatorun sentrifuqa təsirləri səbəbiylə xaricə çıxmasına səbəb olur və nəticə olaraq ulduzun fotosferinde qütblərdə maksimuma çatan bir istilik dəyişməsi var. Dünyadan, Vega bu qütblərdən birində müşahidə olunur.
Vega'nın müşahidəsi həddindən artıq infraqırmızı şüam emisyonuna əsaslanır, Vega'nın ətraf mühitə xas toz bir diskə sahib olduğu görülür. Bu toz ehtimalla Günəş sistemindəki Kuiper qurşağına bənzəyən orbitdə olan bir dağıntı diskindəki obyektlər arasındakı toqquşmaların bir nəticəsidir. Toz emissiyaları səbəbiylə infraqırmızı həddindən artıq miqdarda olan ulduzlara Vega bənzəri ulduzlar edeyilir
Terminalogiya.
[redaktə | mənbəni redaktə et]Α Lyra (Alfa Lyrae'ye Latinised) ulduzun Bayer adıdır. Vega'nın ənənəvi adı olan (əvvəlki Wega ), an-nasr al-wāqi, "düşən qartal" ifadəsi vasitəsiylə, "düşən" və ya "eniş" mənasını verən wāqi'nin Ərəb sözcüyünün zəif bir hərf tərcüməsindən gəlir .2016-ci ildə Beynəlxalq Astronomiya İttifaqı, ulduzların adlarını kataloqlaşdırılması və Standartlaşdırma üçün Star Names (WGSN) üzərinə bir Əmək Qrupu təşkil etdi. WGSN'nin İyul 2016'daki ilk bülletenində , WGSN tərəfindən təsdiqlənən Vega adı bu auaedanda IAU Star Names kataloquna daxil edilmişdi.
Müşahidə Tarixi.
[redaktə | mənbəni redaktə et].jpg)
Astrofotografi, səmavi obyektlərin fotoşəkili, 1840-ci ildə John William Draper'in dagereotip əməliyyatı istifadə edərək Ayın bir görünüşünü çəkməsiylə başladı. 17 İyul 1850'de Vega, Harvard Kolleci Müşahidə evindəki William Bond və John Adams Whipple tərəfindən bir dagereotip ilə göstərildikdə, şəkili çəkilən ilk ulduz oldu (Günəş xaric). Henry Draper, Avqust 1872-ci ildə Vega'nın bir görünüşünü çəkərkən ulduzun yığımını ilk fotoşəkilini çəkdi və eyni zamanda bir ulduzda udma xəttlərini göstərən ilk adam oldu. Bənzər xəttlər Günəşdə onsuz da təyin olunmuşdu. 1879-ci ildə William Huggins, bu ulduz kateqoriyasında ortaq olan on iki "çox güclü xətt" müəyyən etmək üçün Vega və bənzəri ulduzların spektrumlarının fotoşəkillərini istifadə etdi. Bunlar daha sonra Hidrogen Balmer ardıcıllığından gələn xətlər olaraq təyin olundu.
Vega'ya olan məsafə, Dünyanın Günəşdəki orbitinə Orbit ulduzlarına qarşı paralel sürüşməsini ölçərək təyin oluna bilər. Bir ulduzun paralaksını nəşrini , Vega üçün 0,122 santimetr (0.125 ") dəyərini açıqlayan Friedrich GW von Struve'ydi. Friedrich Bessel Struve'ın məlumatlarla əlaqədar şüphəli idi və Bessel, 61 CYGNE ulduz sistemi üçün 0.314" lik bir paralellik nəşr etdiyində, Struve, Vega'nın paralaks üçün dəyərini az qala orijinal qiymətləndirilməsinin iki qatı olaraq revize etdi. Bu dəyişiklik, Struve'ın məlumatları haqqında daha çox şübhə oyandırdı. Beləliklə Struve daxil çoxu astronom, Bessel'i ilk nəşr olan paralaksla nəticələndirdi. Bununla birlikdə, Struve'ın ilk nəticəsində, Hipparcos astrometri peyki tərəfindən təyin olunduğu üzrə, bu an qəbul edilən 0,129 ", dəyərinə yaxın idi.
Bir ulduzun parlaqlığı, Dünyadan görüldüyü kimi, standartlaşdırılmış, logaritmik bir ölçü ilə qiymətləndirilir. Bu aydın böyüklük, ulduzun parlaqlığı artdıqca azalan bir dəyərdir. Çılpaq gözlə görülə bilən ən yüngül ulduzlar altıncı büyüklükdədir, ən parlaq olan Sirius isə -1.46 böyüklüyündədir. Böyüklük ölçüsü Standartlaşdırma üçün, alimlər Vega'nın bütün dalğa boylarında sıfırı təmsil edəcək şəkildə seçdi. Bununla birlikdə, artıq vəziyyət belə deyil, çünki görünən böyüklük sıfır nöqtəsi artıq müəyyən bir ədədi olaraq müəyyənləşdirilmiş axış baxımından məşhur olaraq təyin olunmuşdur. Bu yanaşma astronomları üçün daha uyğundur, çünki Vega kalibrləmə üçün hər zaman mövcud deyil.
UBV fotometrik sistemi ultrabənövşəyi, mavi və sarı filtrlərdən ulduzların böyüklüyünü ölçər və müvafiq U, B və V dəyərlərini istehsal edir. Vega, 1950-ci illərdə tanıtıldığında bu fotometrik sistem üçün ilk orta dəyərləri təyin etmək üçün istifadə edilən altı A0V ulduzundan biridir. Bu altı ulduzun ortalama böyüklükləri bu şəkildədir: U - B = B - V = 0. Realda, böyüklük miqyası, bu ulduzların böyüklüyü, sarı, mavi və ultrabənövşəyi parçalarında eyni olacaq şəkildə kalibrovka edilmişdir. Elektromaqnit spektr beləcə, Vega, 350-850 nanometr arasındakı vizual bölgədə nisbətən düz bir elektromaqnetik spektruma malikdir; bunların çoxu insan gözü ilə görülə bilər; bu səbəblə axış sıxlıqları kobudca bərabərdir; 2000-4000 Jy. Bununla birlikdə Vega'nın axış sıxlığı infraqırmızı sahədə sürətlə düşər və 5 mikrometrəde 100 Jy'ye yaxındır.
Vega'nın 1930'lardaki fotometrik ölçmələri, ulduzun ± 0.03 dərəcə qədər kiçik bir dəyişkənliyə sahib olduğunu göstərmişdir. Bu dəyişənlik , o zamana qədər müşahidə qabiliyyətin sərhədlərinə yaxın idi və buna görə Vega'nın dəyişkənliyi mövzusu mübahisəlidir. Vega'nın böyüklüyü 1981-ci ildə David Dunlap rəsədxanada təkrar ölçülmüş və bir az dəyişkənlik göstərdi. Beləcə Vega'nın Delta Scuti deyişkənliyi ilə əlaqəli zaman zaman aşağı amplitüdlü pulsasyonlar göstərdiyi irəli sürülmüşdür. Bu, ulduzun parlaqlığında periodik titrəşimlərlə nəticələnən tutarlı bir şəkilə salınan bir ulduz kateqoriyasındandır. Vega, bu dəyişkən növü üçün fiziki profile uyğunlaşsada digər müşahidəçilər belə bir variasiya tapa bilməmişdir. Bu səbəbdən qeyri-sabitlik bu ehtimalla ölçümdəki sistematik səhvlərin nəticəsində olduğu düşünülməkdədir. Bununla birlikdə, bir 2007 məqaləsi, bu və digər nəticələri araşdırdı və "Yuxarıdakı nəticələrin mühafizəkar bir analizi, Vega'nın ehtimalla% 1-2 aralığında dəyişkən olduğunu və ola biləcək müvəqqəti gəzintilərlə orta% 4-ə qədər yüksəldiyini göstərdi. ". Bundan başqa, 2011-ci ilin məqaləsində "Vega'nın uzun müddətli dəyişkənliyi təsdiqləndi.
Vega, 1979-cu ildə White Sands Missile Range'den Aerobee 350-dən başladılan bir göstərmə X-şüası teleskopundan müşahidə zamanə , Günəşin kənarında bir tək X-şüası yayıcısı olaraq ilk ulduz oldu. 1983-ci ildə Vega, toz tozu olan ilk ulduz oldu. İnfraqırmızı Astronomik Peyk (IRAS), ulduzdan gələn infraqırmızı şüam çoxluğunu kəşf etdi və ulduz tərəfindən qızdırıldıqda orbitdəki toz tərəfindən yayılan enerjiyə ətf edildi.
Görünmə Dərəcəsi
[redaktə | mənbəni redaktə et][10] Vega çox zaman şimal yarımkürəsinin qış yazında axşam ərzində orta ən şimaldakı paralellərdə zirvəyə yaxın görülə bilər. Orta-cənub , cənub yarımkürəsinin qışında şimal üfüqünün üzərində aşağı görülə bilər. + 38.78 ° 'lik enişlə Vega, yalnız 51 °C şimalındakı paralellərdə görülə bilər. Bu səbəbdən, Antartika'da və ya Punta Arenas, Çili (53 ° S) daxil olmaqla Cənubi Amerikanın ən cənubdakı hər hansı bir yerində heç bir yerdə yüksəlməz. + 51 ° N şimalındakı paralellərdə, Vega dəvamlı olaraq üfüq üstündə bir sirkumperoler ulduz olaraq qalar. Vega, 1 İyul ətrafında, meridianlar keçdiyiXndə gecə yarısı zirvəsinə çatır.
Xüsusiyyətləri.
[redaktə | mənbəni redaktə et]Vega'nın spektral sinfi A0V olub, nüvəsində hidrogeni helyumla qovuşduran mavi rəngdə ağ ana dizi ulduzdur. Daha böyük ulduzlar, füzyon yanacaqlarını daha kiçik yanacaqlardan daha sürətli istifadə etdiklərindən, Vega'nın ana dizi ömrü təxminən bir milyard il, Günəşin onda biridir. Bu ulduzun mövcud yaşı təxminən 455 milyon il, gözlənilən ümumi ana dizi ömrünün təxminən yarısına qədərdir. Ana serialdan ayrıldıqdan sonra Vega, sinif-M qırmızı nəhəngi halına gələcək və kütlənin çoxunu töküb nəhayət ağ bir cırtdan halına gələcəkdir. İndiki vaxtda, Vega, Günəşin iki qatı kütləsi və tam aydınlıq dəyəri Günəş dəyərinin təxminən 40 dəfə çoxdur. Bununla birlikdə, yüksək fırlanma sürəti səbəbiylə qütb ekvatorda olduqca parlaqdır. Qütb yer üzündə görüldüyündən, Dünya üzərindəki diqqətə çarpan parlaqlığı, Günəşin dəyərinin təxminən 57 qatı qədər diqqətə çarpan şəkildə daha yüksəkdir. Vega dəyişkənliyi isə, təxminən 0.107 günlük bir Delta Scuti növü ola bilər.
Vega'dan gələn enerji axışı tam olaraq standart işıq qaynaqlarına görə ölçülmüşdür. 5480 A-da, ağı 3,650 Jy'dir və səhv margin% 2-dir. Vega'nın vizual spektrumunda hidrogen absorpsiyon xəttləri hakimdir; Xüsusilə n = 2 ana kvant sayındakı elektronla hidrogen Balmer ardıcıllığı tərəfindən. Digər elementlərin xəttləri nisbətən zəifdir, ən güclü olanı isə ionlu maqnezium, dəmir və xrom'dur. Vega'dan gələn X-şüası emissiyası çox aşağıdır, bu ulduzun koronasının çox zəif olması ya da mövcud olmaması lazım olduğunu göstərir. Bununla birlikdə Vega'nın qütbü Dünyaya baxar və qütbdə bir koronal dəlik var ola bilər.Vega'dan (və ya Vega'ya çox yaxın bölgə) təsbit edilən X şüalarının olabiləcək qaynağı olaraq bir koronanın təsdiqlənməsi, hər hansı bir koronal X-şüasının çoxu görüş xətti boyunca yayılmadığı üçün çətin ola bilər.
Spektropolimetri istifadə edərək, Vega'nın maqnetik sahəsi, Observatoire du Pic du Midi'deki Göy alimlərindən ibarət olan bir qrup tərəfindən müəyyən edilmişdir. Bu, kimyəvi olaraq özünə xas bir ulduz olmayan bir spektral sinif A ulduzundan bir maqnetik sahənin ilk təsbitidir.. Bu sahənin orta görüş xətti komponenti -0.6 ± 0.3 G'lik bir müqavimət malikdir. 2015-ci ildə, ulduzun səthində ulduz ləkələri təsbit edildi - ilk normal A-tipli ulduz təsbiti və bu xüsusiyyətlər 0.68 gündə dönmə modulasyonunun dəlilini göstərir.
Fırlanması
[redaktə | mənbəni redaktə et]Vega radiusu, bir interferometre ilə yüksək həssaslıqla ölçüldüyündə, Günəşin radiusunun 2.73 ± 0.01 qatı qədər gözlənilməz şəkildə böyük bir təxmini dəyər ortaya çıxarmışdır. Ulduz, ulduz Siriusu yarıçapından 60% daha böyüdükdə, ulduz modelləri yalnız 12% daha böyük olması lazım olduğunu göstərir. Bununla birlikdə, bu əsassızlıq, Vega'nın dönmə qütb cəhətdən baxıldığında sürətlə dönən bir ulduz olması vəziyyətində açıqlana bilər. 2005-06'da CHARA serialının müşahidələri bu kəsilməni təsdiqlədi.
Vega'nın qütbü - fırlanma oxu - görmə xəttindən Dünyaya beş dərəcədən çox əyilmiş deyil. Vega üçün dönmə sürəti təxminlərinin üst sərhədində, ekvator boyunca 236.2 ± 3.7 km / s tapılar; bu, ulduzun sentrifuqa təsirlərindən ayrılmasına səbəb olacaq sürətin 87.6' % -dir . Vega'nın bu sürətli dönüşü diqqətə çarpan bir ekvatorial çıxıntı meydana gətirər, bu səbəblə ekvatorun radiusu qütb yarıçapından 19% daha böyükdür. (Bu ulduzun qütb radiusu 2.362 ± 0.012 günəş radiusu ikən ekvatoryal radius 2.818 ± 0.013 günəş yarığı şəklindədir.
Vega, teleskopları kalibrasiya etmək üçün uzun zamandan bəri standart bir ulduz olaraq istifadə edildiyindən, sürətlə dönməkdə olduğu kəşfi, qlobal simmetrik olmasına əsaslanan fundamental fərziyyələrdən bəzilərinə meydan oxuya bilər. Vega'nın göstərmə bucağı və fırlanma sürəti indi daha yaxşı bilinsə, bu daha inkişaf etmiş bir alətə imkan tanıyacaq.
Tarixi Məlumat
[redaktə | mənbəni redaktə et]Göyün beşinci parlaq ulduzudur. Şimali yarımkürəsində Arcturus'tan sonra ikinci parlaq ulduzdur. Günəşə 25,3 işıq ili uzaqlıqda olduğundan Günəşə nisbətən yaxın bir ulduz sayılır. Təxminən e.ə. 12.000 illərində Qütb ulduzu oldu və təxminən 12.000-ci ildə yenidən qütb ulduzu olacaq. Günəşdən sonra fotoşəkili çəkilən ilk ulduzdur.
Vega sözü Ərəb ən nasr əl vaki (النسر الواقع - ovuna çullanan qartal) ifadəsindəki vaki (düşən) sözündən Latın yolu ilə Türkcəyə keçmişdir. Şemsül şümus olaraq da bilinər. Dünyadan təxminən 26 işıq ili uzaqda olan Vega, diqqətə çarpan bir mavi işıqla parlar və 0,03 ilə 0,04 arasında dəyişən vizual ulduz ölçüsü, səmanın ən parlaq 5. ulduzudur. 1840-ci ildə Vega'nın paralaksının (Biri Dünyanın mərkəzindən, digəri yer üzündə olan bir kimsənin gözündən çıxan iki doğrunun, bir göy cisminin mərkəzində birləşərək yaratdıqları düşünülən bucaq.) Rus astronom Friedrich Georg Wilhelm von Struve tərəfindən tapılması, ulduzlararası uzaqlıqların hesablanması baxımından əhəmiyyətli bir hadisədir. Vega eyni zamanda, Günəşdən sonra fotoşəkili çəkilən ilk ulduzdur (1850).
Vega, bir zamanlar "Qütb ulduzu" idi. Günəş və Ayın cazibə qüvvələrinin təsiri ilə, Dünyanın ekvator bölgəsindəki qabarıqlıq, planetin eksensel hərəkətində bir tərəddüdə gətirib çıxarmaqdadır. Buna bağlı olaraq 26.000 ildə bir ibarət olan orbit yellənməsi, ulduzların səmadakı mövqelərini da yavaş-yavaş dəyişdirməkdədir. Bu səbəblə Vega, təxminən 11.500 il sonra təkrar "qütb ulduzu" mövqeyində olacaq. Vega, Günəşdən təxminən 50 qat daha parlaq bir ulduzdur. Kütləsi isə Günəşin kütləsinin 2,5 qatından çoxdur. Bu səbəblə, daxili yanacağını Günəşdən çox daha sürətli istifadə etməkdədir. Vega'nın ömrünün Günəşin ömrünün 10% -indən belə qısa olacağı təxmin edilməkdədir. Buna görə Vega, təxminən 1 milyard il sonra sönmüş bir ulduz olacaq.
- ↑ 1 2 Leeuwen F. v. Validation of the new Hipparcos reduction (ing.). // Astron. Astrophys. / T. Forveille EDP Sciences, 2007. Vol. 474, Iss. 2. P. 653–664. ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 doi:10.1051/0004-6361:20078357 arXiv:0708.1752
- ↑ Ducati J. R. Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system (ing.). 2002. Vol. 2237.
- ↑ Gontcharov G. A. Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system (ing.). // Ast. Lett. / R. Sunyaev Nauka, Springer Science+Business Media, 2006. Vol. 32, Iss. 11. P. 759–771. ISSN 1063-7737; 1562-6873; 0320-0108; 0360-0327 doi:10.1134/S1063773706110065 arXiv:1606.08053
- ↑ 1 2 Gatewood G. Astrometric Studies of Aldebaran, Arcturus, Vega, the Hyades, and Other Regions (ing.). // Astron. J. / J. G. III, E. Vishniac NYC: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 2008. Vol. 136, Iss. 1. P. 452–460. ISSN 0004-6256; 1538-3881 doi:10.1088/0004-6256/136/1/452
- ↑ Gray R. O., Corbally C. J., Garrison R. F., McFadden M. T., Robinson P. E. Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 Parsecs: The Northern Sample. I (ing.). // Astron. J. / J. G. III, E. Vishniac NYC: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 2003. Vol. 126, Iss. 4. P. 2048–2059. ISSN 0004-6256; 1538-3881 doi:10.1086/378365 arXiv:astro-ph/0308182
- ↑ Fernie J. D. On the variability of VEGA (ing.). // Publications of the Astronomical Society of the Pacific University of Chicago Press, 1981. Vol. 93. P. 333. ISSN 0004-6280; 1538-3873 doi:10.1086/130834
- ↑ 1 2 3 Yoon J., Peterson D. M., Kurucz R. L., Zagarello R. J. A New View of Vega's Composition, Mass, and Age (ing.). // Astrophys. J. / E. Vishniac IOP Publishing, 2009. Vol. 708, Iss. 1. P. 71–79. ISSN 0004-637X; 1538-4357 doi:10.1088/0004-637X/708/1/71
- ↑ Heavy element abundances in Ap stars from ultraviolet data. I. The bright reference stars alpha Lyrae and alpha Canis Majoris A (ing.). // Astrophys. J. / E. Vishniac IOP Publishing, 1978. ISSN 0004-637X; 1538-4357 doi:10.1086/155808
- ↑ Gebran M., Farah W., Paletou F., Monier R., Watson V. A new method for the inversion of atmospheric parameters of A/Am stars (ing.). // Astron. Astrophys. / T. Forveille EDP Sciences, 2016. Vol. 589. 10 p. ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 doi:10.1051/0004-6361/201528052 arXiv:1603.01146
- ↑ "Arxivlənmiş surət". 2022-09-21 tarixində arxivləşdirilib. İstifadə tarixi: 2017-06-01.