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 ağır elementlerin bolluğu daha düşüktür. 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  işaretler bulunmuştur.

adlandırma 

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 25 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. vega'nın bize olan uzaklığı dünya güneş'in etrafında dönerken arka plandaki yıldızlara göre değişiminden, yani paralaksından hesaplanabilir. bir yıldızın paralaksını yayınlayan ilk kişi friedrich georg wilhelm von struve'du, bu yayımda da vega'nın paralaksını 0.125 arksaniye olarak yayımladı. friedrich bessel struve'un verisine karşı şüpheliydi, ve bundan sonra bessel 61 cygni yıldız sistemi için 0.314 ark saniyelik paralaksı yayınladığında, struve vega'nın paralaksını asıl verinin neredeyse iki katı olacak şekilde revize etti. bu değişiklik struve'un verisine daha da şüpheli bakılmasına yol açtı. dolayısıyla struve da dahil olmak üzere zamanındaki birçok astronom ilk yayınlanmış paralaks verisinin bessel'e ait olduğunu söyledi. ancak, struve'un ilk verisi şu anda hipparcos astrometri uydusunun verisi olan 0.129 arksaniyeye daha yakındı.

bir yıldızın dünya'dan görünen parlaklığı standartlaştırılmış logaritmik bir ölçek ile ölçülür. bu görünür büyüklük yıldızın parlaklığı arttıkça sayının küçüldüğü bir değerdir. çıplak gözle görünebilen en sönük yıldızların büyüklükleri 6 yakınlarında olur. gökyüzündeki en parlak yıldız olan sirius ise -1.46 büyüklüğündedir. bu büyüklük ölçeğinde vega'nın önemli bir yeri vardır, çünkü bu ölçek standartlaştırılırken sabit bir nokta gerekmektedir. astronomlar da vega'nın büyüklüğünü 0 olarak seçmişlerdir, bu yüzden uzun yıllardır vega hassas fotometri cihazlarının parlaklıklarını kalibre etmek için kullanıldı. ancak durum artık böyle değil, çünkü artık görünür 0 büyüklüğü belli bir foton akısına göre hesaplanır. bu yöntem astronomlar için daha uygun, çünkü vega her zaman kalibrasyon için görünür değildir ve parlaklığı değişmektedir.  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.

ubv fotometrik sistemi yıldızların görünür büyüklüklerini morötesi ışıklarla, mavi ve sarı filtrelerle u,b ve v değerlerini oluşturarak ölçer. vega 1950'lerde bu fotometrik sistemin değerlerini kabaca ayarlamaya yarayan 6 a0v yıldızından biriydi. bu 6 yıldızın kabaca görünür büyüklükleri şu şekildeydi:  u - b = b - v = 0. bunun sonucu olarak bu 6 yıldızın görünür büyüklükleri elektromanyetik spektrumda aynı sarı, mavi ve morötesi bölgedeydiler. dolayısıyla, vega'nın gözle görülebilir elektromanyetik spektrumu göreceli olarak düzdür. —çoğunun gözle görülebildiği 350-850 nanometrelik dalga boyunda— böylece akı yoğunlukları kabaca 2,000-4,000 jy ile eşittir. ancak vega'nın akı yoğunluğu kızılötesinde keskin bir düşüş yaşamaktadır, yaklaşık 5 mikrometrede 100 jy.

vega'nın 1930'lardaki fotometrik ölçümlerinde büyüklüğünün değiştiği ortaya çıktı, düşük bir değer olan ± 0.03 kadir (parlaklığın yaklaşık ±%2.8'i). bu parlaklık değişimi zamanının gözlemsel limitlerine oldukça yakındı, dolayısıyla vega'nın parlaklığının değişim gösterip göstermediği tartışma konusuydu. vega'nın parlaklığı 1981'de david dunlap gözlemevi'nde tekrar ölçüldü ve ufak bir değişim gösterdi. böylece vega'nın düşük genlikte titreşmesi ve delta scuti değeriyle bir alakasının olduğu gösterildi. bu kategorideki yıldızlar tutarlı bir biçimde salındıkları için yıldızın parlaklığında düzenli değişim gösterir. her ne kadar vega bu kategorideki fiziksel profile uysa da diğer gözlemciler bunun gibi bir parlaklık değişim gözlemlemediler. bu nedenle david dunlap'ta yapılan ölçümün gözlemsel bir hata olduğu düşünüldü. ancak 2007'de yayımlanan bir  makale şunu çıkardı: yapılan ölçülü analiz ve önceki araştırmaların sonucunda vega genellikle %1-2, bazı özel durumlardaysa %4'e kadar görünür büyüklüğünün değişebilir. bunun yanında 2011'deki bir makale de vega'nın uzun dönemli parlaklık değişimini onaylıyor.

1979'da bir aerobee 350'den white sands missile range'den fırlatılan x-ray teleskobundan gözlemlendiği üzere vega ilk x ışınları yayan yalnız anakol yıldızıydı. 1983'te vega toz diski olduğu keşfedilmiş ilk yıldızdı. i̇nfrared astronomical satellite vega'dan kızılötesi ışınlar çıktığını keşfetti, bu ışınların da vega'nın etrafındaki tozlar yıldız tarafından ısıtılınca oluştuğu keşfedildi.

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 sahip olduğu yüksek hızlı 16.5 saatlik periyodundan ötürü, ve kutuplardan göründüğü için, görünür büyüklüğü(vega'nın her yerinden aynı parlaklığa sahip olduğu düşünülerek) güneş'inkinin 57 katı kadar parlak olduğu keşfedildi. eğer ki vega'nın parlaklığı değişkense, 0.107 günlük bir periyotla delta scuti tipi bir yıldız olabilir.

vega'nın çekirdeğinde üretilen enerjinin çoğu karbon-azot-oksijen(cno) döngüsüyle üretilmektedir, protonları füzyon ile birleştirerek helyum aracılığıyla karbon azot ve oksijen çekirdeğine dönüştürür. bu işlem 17 milyon kelvin'de(güneş'in çekirdeğinden biraz daha sıcak) baskın hale gelir, ancak bu işlem güneş'in içindeki proton-proton zincir füzyon reaksiyonundan daha verimsizdir. cno döngüsü sıcaklığa karşı oldukça hassastır, ve çekirdekte bir konveksiyon bölgesi oluşturur, bu bölge de füzyon reaksiyonu sonucunda çekirdekteki 'küllerin' eşit olarak dağıtılmasına yarar. vega'nın üzerindeki atmosfer radyatif eşitliktedir. güneş ise çekirdekteki radyasyon bölgesi ve konveksiyon bölgesiyle vega'dan farklıdır.

vega'nın enerji akısı diğer birçok yıldıza göre oldukça hassas ölçülmüştür. 5,480 å'da, akı yoğunluğu 3650 ±%2 jy olarak ölçülmüştür. vega'nın görünür spektrumuna hidrojen tarafından emilme çizgileri hakimdir, özellikle balmer serilerinde temel kuantum sayısı elektron n = 2 olacak şekildeki hidrojen hakimdir. diğer elementlerin çizgileri göreceli olarak zayıftır, en güçlüleri sırasıyla iyonlaşmış magnezyum, demir ve kromdur. vega'nın x ışını yayımı oldukça düşüktür, bu yüzden korona bölgesinin oldukça zayıf ya da hiç olmadığı resmedilmektedir.  ancak, vega'nın kutbu dünya'ya doğru baktığı için, ve kutup bölgesinde korona boşluğu olabileceği için vega'nın korona bölgesinin olup olmadığının bulunması oldukça zordur, çünkü korona bölgesinden gelecek x ışınları yüksek ihtimalle dünya'ya doğru bakmayacaktır.

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 düşünülmektedir.

vega'nın kutupları dünya'nın vega'yı görüş çizgisinden sadece 5° farklıdır, dolayısıyla dünya'dan bakan bir gözlemci çoğunlukla 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 yerçekimi kutuplarda ekvatordan daha büyük olduğu için yıldızın etkin sıcaklığını bölgeden bölgeye kutuplarda 10.000k ve ekvatorda 8.152 k olacak şekilde farklılık gözlemlenir. böylesine büyük bir sıcaklık farkı kutuplardan daha çok ışıma yapması 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 birçok bilimsel enstrümanların ayarlanması daha yüksek doğruluk oranlarıyla gerçekleşecek.

element bolluğu 
astronomide helyum'dan daha ağır olan elementler "metal" olarak kategorize edilir. vega'nın fotosferindeki metal oranı güneş'in atmosferindeki metal oranının %32'si kadardır.  kıyas için güneş'in helyum'dan ağır element oranı zsol = 0.0172±0.002. dolayısıyla, vega'nın sadece %0.54'ü helyum'dan ağır elementlerden oluşmaktadır.azot oranı güneş'ten biraz daha fazla, oksijen'i biraz daha az ve kükürt oranı yarısı kadarıdır. diğer bir deyişle, vega güneş'teki ağır elementlerin %10'u ila %30'unu içerir.

vega'nın anormal metal eksikliği onu zayıf bir lambda boötis yıldızı yapar. ancak, a0-f0 yıldız sınıfı'nın neden kimyasal olarak böylesine özel olduğu henüz bilinmiyor. bu kimyasal anomalinin muhtemel bir açıklaması difüzyon ya da kütle kaybı olabilir, yine de yıldız modelleri böyle bir kimyasal durumun sadece vega'nın yaşamının sonuna doğru oluşacağını tahmin ediyordu, dolayısıyla bu açıklamanın doğru olması pek muhtemel değil. başka bir açıklama da vega'nın oluştuğu yıldızlararası ortam genel olarak metal yoksunuydu.

vega'daki helyum'un hidrojene oranı 0.030±0.005'tir, ki bu da yaklaşık güneş'inkinden %40 daha düşüktür. bu durum yüzeyin yakınındaki konveksiyon bölgesinde yeterince helyum olmadığından kaynaklanmış olabilir. enerji aktarımı bunun yerine radyatif transfer ile gerçekleşmektedir, bu da difüzyon sırasında bu anomaliye yol açmış olabilir.

kinematik 
vega'nın dikey hızı dünya'dan yıldıza bakıldığında ona bakış açımızdaki değişim demektir. dünya'dan uzaklaştıkça vega'nın ışığı daha düşük bir frekansa(yani kızıla) yahut dünya'ya yaklaştıkça daha yüksek bir frekansa(maviye) geçecektir. o halde vega'nın spektrumundaki değişimden vega'nın hızını ölçebiliriz. maviye kaymasının hassas ölçümlerine göre hızı -13.9 ± 0.9 km/s. eksi işareti dünya'ya göreceli bir hareket yaptığını gösterir.

görüş açısının enine yaptığı hareket vega'nın arkaplanındaki diğer yıldızlara göre konumunun değişmesine sebep olmaktadır. yıldız'ın konumunun dikkatli ölçümleri onun açısal hareketini saptamamıza yarar, bu harekete özdevinim denir. vega'nın özdevinimi yılda sağ açıklığa (boylam'ın astronomik terimi) doğru 202.03 ± 0.63 miliarksaniye(mas), dik açıklığa(enlem) doğru 287.47 ±0.54 mas/y'lık bir hızı vardır. vega'nın net özdevinimi 327.78 mas/y'dır, ki her 11.000 yılda bir tam açısal harekete yol açar.

galaktik koordinat sisteminde vega'nın uzay hızı özellikleri (u,v,w) = (-16.1 ± 0.3, -6.3 ± 0.8, -7.7 ±0.3) km/s, net uzay hızıysa 19 km/s'dir. bu hızın dikey özelliğiyse-güneş doğrultusunda- 13.9 km/s, enine hızıysa 9.9 km/s. her ne kadar vega şu anda 5. en parlak yıldız olsa da düzgün hareketi sayesinde parlaklığını arttırmaktadır. vega güneş'e olan en yakın uzaklığını tahmini 264.000 yıl sonra 13.2 ışık yılı ile yapacaktır.

i̇lk bakışta vega'nın kinematik özelliklerine bakılarak, castor hareket grubu denilen yıldız grubuna ait olduğu düşünülebilir, ancak, vega bu gruptan oldukça yaşlı olabilir, dolayısıyla bu gruba ait olup olmadığı henüz kesin değildir. bu grup alfa librae, alfa cephei, castor, fomalhaut ve vega dahil 16 yıldız içermektedir. gruptaki bütün yıldızlar neredeyse aynı yöne doğru benzer hızlarda hareket etmektedirler. ortak hareket eden bir grupta bulunmak o gruptaki yıldızların aynı kökenden ve açık kümeden geldiğini işaret etmektedir. bu grubun tahmin edilen yaşı 200 ± 100 milyon yıldır ve ortalama uzay hızları 16.5 km/s'dir. ki vega'nın yaşı bu gruptan en az 150 milyon yıl daha büyük olduğu için kökeninin bu gruptan farklı olduğu da açıkça görülebilir.

debris diski 
2005'te, vega'nın etrafındaki tozun spitzer uzay teleskobu tarafından yüksek çözünürlüklü kızılötesi fotoğrafları üretildi. bu fotoğrafta diskin 24μm dalga boyunda 43"(330au), 70μm dalga boyunda 70"(543au), 160μm dalga boyunda da 105"(815au) olduğu görünmektedir. bu çok daha geniş olan dairesel diskler kümeleşmeden, 1-50μm boyutundaki toz parçacıklarından oluştuğu görülmektedir. bu toz diskinin tahmini kütlesi dünya'nın 3 × 10−3 kadarı ve asteroit kuşağı'nın 7.5 katı kadardır. bu tozun oluşması kuiper kuşağı'nın kütlesine denk miktarda asteroitin çarpışmasına denktir. dolayısıyla bu tozun vega'nın etrafındaki debris diski tarafından oluşturulması daha olasıdır.

debris diskinin iç sınırları yaklaşık olarak 11 ± 2", ya da 70-100au olarak tahmin edilmiştir. bu toz diski vega'dan çıkan radyasyonla dışarı doğru itilmesiyle oluşmuştur. ancak, vega'nın ömrü boyunca üretilmiş toz miktarının oluşması için devasa bir başlangıç kütlesi gerekmektedir-jüpiter'in yüzlerce katı kadar. dolayısıyla orta büyüklükteki bir asteroidin ya da kuyrukluyıldızın parçalanmasının tetiklediği, toz haline gelene dek küçülen bir zincirleme çarpışma yaşanmış olabilir. bu toz diski vega'nın yaşına görece gençtir, ve başka bir çarpışma olmadığı sürece dağılarak ya da yıldızın içerisine çekilerek eninde sonunda yok olacaktır.

i̇lk defa david ciardi ve gerard van belle tarafından palomar testbed i̇nterferometer teleskobuyla 2001'de toz diski gözlemlenmiştir ve daha sonra chara array  ile 2006'da mt. wildson tarafından ve infrared optical telescope array ile mt hopkins tarafından 2011'de vega'nın içerisindeki toz diski doğrulanmıştır. yıldızdan 8 au uzaklıkta başlayan disk, eksozodiyak tozu(1-100 mikrometre boyunda taneciklerden oluşan güneşötesi yıldız sistemlerinin düzlemlerini kaplayan toz) yıldızın içerisindeki dinamik karışıklığa kanıt olabilir. bu yoğun bir meteor ya da kuyrukluyıldız bombardımanı sonucu oluşmuş olabilir, ve bir gezegen sistemine kanıt olabilir.

kızılötesi yayımı 
i̇nfrared astronomy uydusunun ilk sonuçları vega'dan gelen beklenenden fazla kızılötesi ışınlardı. bu yayım 25, 60 ve 100 μm dalga boylarında gözlemlendi, ve 10 arksaniyelik  açısal çapa sahipti. bu ışınımın çapı ölçüldüğünde 80 au'ya(dünya'nın güneş'e ortalama uzaklığı) eşitti. bu fazla ışınımın sebebinin vega'nın etrafında yörüngede olan 1 milimetre boylarındaki parçacıklardan geldiği öne sürüldü, çünkü daha küçük parçacıklar zamanla radyasyon basıncıyla sistemin dışına atılırdı ya da poynting-robertson sürüklenmesiyle yıldıza çekilirdi. sonraki sonuç da radyasyonun oluşturduğu basınç toz parçacığının yörüngesine ters yönde bir kuvvet oluşturur, ve sonuç olarak parçacık yıldıza çekilir. bu etki çoğunlukla yıldıza yakın parçacıklarda gözlemlenir.

muhtemel gezegenler 
1997'de james clerk maxwell teleskobu'ndan yapılan gözlemler "ince ve uzun parlak  bölge"nin vega'nın 70au kuzeydoğusunda en çok parladığı gözlemledi. bu ya toz diskini karışık hale getiren bir gezegen tarafından oluşturulacaktı, ya da toz etrafında olan bir gezegen tarafından oluşturulacaktı. ancak, keck teleskobu'ndan gelen görseller 16 kadir büyüklüğünde, jüpiter'in 12 katı kadar ağır bir cisim keşfetti. joint astronomy centre'deki astronomlar ve hawaii'deki ucla ekibi hala oluşmakta olan bir gezegen sistemi olabileceğini ileri sürdü.

bu gezegenin doğası henüz doğrudan belirlenmedi, 2002'de yayımlanmış bir makale kümelerin yaklaşık jüpiter ağırlığında ve dışmerkezli(eksantrik) yörüngeye sahip bir gezegen tarafından oluşabileceğini hipotize etti. toz bu gezegenle kaba hareket rezonansına sahip yörüngelerde toplanır ve sonuç olarak kümelenir.

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.

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
delta scuti değişenleri
lambda boötis yıldızları
çalgı takımyıldızı
çöküntü çemberleri
a-tipi ana kol yıldızları
kuzey kutup yıldızları
navigasyon yıldızı