Vega (yıldız)

Vega, Çalgı takımyıldızındaki en parlak yıldızdır. Bayer belirtmesi α Lyrae olan Vega, Latin alfabesine göre Alpha Lyrae olarak yazılır ve Alpha Lyr veya α Lyr şeklinde kısaltılır. Güneş'ten sadece 25 ışık yılı (7,7 parsek) uzaklıkta yer alır ve Güneş'in yakınındaki en parlak yıldızlardan biridir. Arcturus'tan sonra gece gökyüzündeki en parlak beşinci yıldız ve kuzey göksel yarım küredeki en parlak ikinci yıldızdır. Vega, gökbilimcilier tarafından yoğun bir şekilde araştırılmış ve tartışmalı olsa da "Güneş'ten sonra gökyüzündeki en önemli ikinci yıldız" olarak nitelendirilmiştir. Yaklaşık olarak MÖ 12.000 civarında kuzey kutup yıldızıydı ve yükseliminin olacağı 13.727 yılı civarında tekrar kuzey kutbu yıldızı olacaktır. Vega, Güneş dışında görüntüsü ve tayfı fotoğraflanan ilk yıldızdı. Iraklık açısı ölçümleri aracılığıyla mesafesi tahmin edilen ilk yıldızlardan biridir. Vega, fotometrik parlaklık ölçeğini kalibre etmek için referans olarak kullanılmış ve UBV fotometrik sistemi için sıfır noktasını tanımlamak amacıyla kullanılan yıldızlardan birisi olmuştur. Vega, Güneş'in sadece onda biri yaşındadır, fakat kütlesi 2,1 kat daha fazla olduğundan beklenen ömrü de Güneş'in onda biri kadardır. Her iki yıldız da şu anda anakol ömürlerinin orta noktasına yaklaşmaktadır. Güneş ile karşılaştırıldığında helyumdan daha ağır elementlerin daha düşük bir bolluğuna sahiptir. Aynı zamanda parlaklığı hafifçe değişiklikler gösteren bir değişen yıldızdır. Ekvatorda 236 km/s'lik büyük bir hızla döner. Bu durum, merkezkaç kuvveti nedeniyle ekvatorun dışa doğru şişmesine neden olur ve sonuç olarak yıldızın fotosferi boyunca kutuplarda maksimuma ulaşan bir sıcaklık değişimine yol açar. Dünya'dan bakıldığında Vega, bu kutuplardan birinin doğrultusundan gözlemlenir. Gözlemlenen aşırı kızılötesi radyasyon emisyonuna dayanarak, Vega'nın tozlu bir çöküntü çemberine sahip olduğu anlaşılıyor. Bu toz, Güneş Sistemi'ndeki Kuiper Kuşağı'na benzer şekilde, yörüngedeki enkaz diskinde bulunan cisimler arasındaki çarpışmaların sonucu oluşmuş olabilir. Toz yayılımı nedeniyle kızılötesi fazlalığı gösteren yıldızlara Vega benzeri yıldızlar denir. 2021 yılında Vega etrafında 2,43 günlük yörüngede dönen bir aşırı-sıcak Neptün adayı dikey hız yöntemiyle belirlenmiş ve ayrıca yaklaşık 200 günlük bir periyoda sahip Satürn kütleli bir cisme ait olabilecek işaretler bulunmuştur. == Adlandırma == küçükresim|sol|upright|Vega, Çalgı takımyıldızındaki en parlak yıldızdır. Yıldızın Bayer belirtmesi α Lyraedir ve Latin alfabesiyle Alpha Lyrae olarak yazılır. Geleneksel adı olan Vega (eskiden Wega), en nasr el vakî (Arapça: النّسر الْواقع \- çullanan kartal) ifadesi aracılığıyla "düşme" veya "iniş" anlamındaki (Arapça: واقع) kelimesinin özensiz bir tercümesinden gelir. 2016 yılında Uluslararası Astronomi Birliği (IAU), yıldızlar için uygun isimleri kataloglamak ve standartlaştırmak amacıyla Yıldız Adları Çalışma Grubu'nu (WGSN - IAU Working Group on Star Names) organize etti. WGSN'nin Temmuz 2016 tarihli ilk bülteni, WGSN tarafından onaylanan ilk iki isim grubundan oluşan bir tabloyu içeriyordu (Vega dahil). IAU Yıldız Adları Kataloğuna bu şekilde kaydedilmiştir. == Gözlem == 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). Vega günümüzden 210.000 yıl sonra gökyüzündeki en parlak yıldız olacaktır ve zirve parlaklığını 290.000 yıl sonra -0.81 kadir ile yapacaktır. == Fiziksel özellikleri == 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 edilmektedir. Buna göre Vega, yaklaşık 1 milyar yıl sonra sönmüş bir yıldız olacaktır. Yıldız sınıfı olarak A0V olan Vega mavi tonlu bir anakol yıldızıdır ve çekirdeğinde çoğu yıldızın yaptığı gibi hidrojeni füzyon tepkimesiyle helyuma çevirir. Daha büyük yıldızlar içlerindeki hidrojeni daha hızlı bitirdikleri için ömürleri daha kısadır, bu yüzden Vega'nın ömrü yaklaşık 1 milyar yıldır, Güneş'in ömrünün onda biri kadar. Şu anda Vega ömrünün neredeyse yarısında, 455 milyon yıl yaşındadır. Vega ana hattı terk ettikten sonra kütlesinin çoğunu tüketerek M sınıfı bir kırmızı deve dönüşecek, ve bir beyaz cüceye dönüşerek ömrünü bitirecek. Şu anda Vega'nın kütlesi Güneşinkinin iki katı kadardır. Vega'nın manyetik alanı yaklaşık 30G olarak raporlanmıştır, Güneş'in 1G'lik alanına göre 30 kat daha fazla. 2015'te Vega'nın yüzeyinde parlak yıldız lekeleri gözlemlendi, bunlar tipik bir A sınıfı yıldızda gözlemlenmiş ilk lekelerdi. === Dönüş === Vega 12.5 saatlik bir periyoda sahiptir, Güneş'inkinden oldukça hızlıdır(25-35 gün) ve Jüpiter ile Satürn'den de biraz yavaştır. Bu dönüş hızı sebebiyle Vega bu iki gezegen gibi bir küremsi'dir. İnterferometri ile yüksek doğrulukta Vega'nın çapı ölçüldüğü zaman hiç beklenmedik bir büyüklük olan Güneş'in çapının 2.73 ± 0.01 katı olduğu keşfedilmiştir. Gözlem verisi Vega'nın çapının Sirius'un çapından %60 daha büyük olduğunu gösterdi, ancak tahminler sadece %12 daha büyük olması yönündeydi. Tahminle gerçek arasındaki bu farkın Vega'nın yüksek hızdaki periyodunun sebep olduğu görülmektedir., Vega'nın kutupları Dünya'nın Vega'yı görüş çizgisinden sadece 5° farklıdır, dolayısıyla Dünya'dan bakan bir gözlemci Vega'nın kutuplarını görür. Vega'nın ekvatordan dönüşünün en iyi tahminleri 236.2 ± 3.7 km/s'di, kutuplardan gözlemlenenden oldukça yüksek. Böylesine yüksek bir hızda dönmesi sebebiyle Vega ekvatordan şişmiştir, öyle ki ekvatordaki çapı kutuplarından %19 daha büyüktür(kıyas için 6378/6357 ile dünyanın ekvatoru kutuplarından sadece %0.3 daha büyüktür) Yerel yüzey yerçekimi kutuplarda ekvatordan daha büyük olduğu için yıldızın etkin sıcaklığını bölgeden bölgeye kutuplarda 10.000K ve ekvatorda 8.152 K olacak şekilde değiştirir. Böylesine büyük bir sıcaklık farkı kutuplarda daha çok ışıma yapmasıyla sonuçlanır ve ekvatorda güçlü bir "yerçekimi kararması" ile sonuçlanır. Dolayısıyla eğer ki Vega kutuplardan değil de ekvatordan gözlemlenirse parlaklığı daha düşük olacaktır. Vega uzun bir süredir teleskopları kalibre etmek için bir standart olarak kullanılıyordu, ancak Vega'nın böylesine hızlı bir dönüşe sahip olması onun simetrik olduğuna dair bazı sanıların kesin olmadığını ispat ediyor. Ancak artık bu dönüşü ve Vega'ya bakış açımız belirli olduğu için bir çok bilimsel enstrümanların ayarlanması artık daha yüksek doğruluk oranlarıyla gerçekleşecek. 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. 150px|küçükresim|sol|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 gök bilimciler, 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, birbirine 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. == Notlar == == Kaynakça == == Dış bağlantılar == * * * * Sir Harry Kroto, NL presents 8 Astrophysical Lectures including discussion of Vega Freeview videos provided by the Vega Science Trust. Lyrae, Alpha Lyrae, 3 Kategori:Delta Scuti değişenleri Kategori:Lambda Boötis yıldızları Kategori:Çalgı takımyıldızı Kategori:Çöküntü çemberleri Kategori:A-tipi ana kol yıldızları Kategori:Kuzey kutup yıldızları Kategori:Navigasyon yıldızı