Azərbaycanca
Беларускі
Dansk
Deutsch
Española
Français
Indonesia
Italiana
日本語
Қазақ
Lietuvos
Nederlands
Português
Русский
සිංහල
แบบไทย
Türkçe
Українська
中國人
United State
Afrikaans
Veqa - 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.
| Ulduz | |||
| Veqa | |||
|---|---|---|---|
 | |||
| Müşahidə məlumatları (Dövr J2000.0) | |||
| Məsafə | 7,67 ± 0,03 parsek | ||
| Görünən ulduz ölçüsü (V) | 0,03 | ||
| Bürc | Lira | ||
| Astrometriya | |||
| (Rv) | −20,6 ± 0,2 km/san | ||
| Parallaks (π) | 128,2 ± 0,8 mas | ||
| (V) | 0,582 | ||
| Xüsusiyyətləri | |||
| Ulduz təsnifatı | A0Va | ||
| Dəyişən | ehtimal ki, Delta Scuti[d] | ||
| Fiziki xüsusiyyətləri | |||
| Kütlə | 2,135 ± 0,074 M☉ | ||
| Radius | 2,818 ± 0,013 R☉ | ||
| 40,12 ± 0,45 L☉ | |||
| Metallığı | −0,5 | ||
| |||
| Verilənlər bazasında məlumat | |||
| SIMBAD | * alf Lyr | ||
 Vikianbarda əlaqəli mediafayllar | |||
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.
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.
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
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.
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
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
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 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.
- simbad.u-strasbg.fr
- 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
- 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
- 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.
wikipedia, oxu, kitab, kitabxana, axtar, tap, meqaleler, kitablar, oyrenmek, wiki, bilgi, tarix, tarixi, endir, indir, yukle, izlə, izle, mobil, telefon ucun, azeri, azəri, azerbaycanca, azərbaycanca, sayt, yüklə, pulsuz, pulsuz yüklə, haqqında, haqqinda, məlumat, melumat, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, şəkil, muisiqi, mahnı, kino, film, kitab, oyun, oyunlar, android, ios, apple, samsung, iphone, pc, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, web, computer, komputer
Veqa a ulduzu Butun ulduzlar icinde parlaqligina gore besinci simal yarimkuresinde ise ucuncu ulduz Yerden 7 8 Parsek ve ya teqriben 25 3 isiq ili uzaqliqda yerlesir UlduzVeqaMusahide melumatlari Dovr J2000 0 Mesafe 7 67 0 03 parsekGorunen ulduz olcusu V 0 03Burc LiraAstrometriya Rv 20 6 0 2 km sanParallaks p 128 2 0 8 mas V 0 582XususiyyetleriUlduz tesnifati A0VaDeyisen ehtimal ki Delta Scuti d Fiziki xususiyyetleriKutle 2 135 0 074 M Radius 2 818 0 013 R 40 12 0 45 L Metalligi 0 5Diger teyinatlarSAO 67174 2MASS J18365633 3847012 HD 172167 HIP 91262 HR 7001 IRAS 18352 3844 GJ 721 GJ 721 0 a Lyr ADS 11510 A ASCC 507896 BD 38 3238 CCDM J18369 3847A CEL 4636 CSV 101745 EUVE J1836 38 7 FK5 699 GC 25466 GCRV 11085 HIC 91262 IDS 18336 3841 A IRAS F18352 3844 IRC 40322 JP11 2999 LSPM J1836 3847 LTT 15486 N30 4138 NLTT 46746 NSV 11128 PLX 4293 PLX 4293 00 PMC 90 93 496 PPM 81558 RAFGL 2208 ROT 2633 TD1 22883 TYC 3105 2070 1 UBV 15842 alf Lyr WDS J18369 3846A Zkh 277 uvby98 100172167 HGAM 706 WEB 15681 3 Lyr TIC 157587146 AG 38 1711 UBV M 23118Verilenler bazasinda melumatSIMBAD alf Lyr Vikianbarda elaqeli mediafayllar Veqa Gunesden sonra fotosu cekilen ilk ulduzdur Eyni zamanda spektri fotoqraflanan ilk ulduzdur Veqa adi erebce النسر الواقع en nesr el vaqi sigiyan qartal sozunden goturulmusdur Vega semada Gunesden sonraki en ehemiyyetli ulduz olaraq astronomlar terefinden genis bir sekilde arasdirilmisdir Vega Gunesin fotosekili cekilen ilk ulduz ve spektri elde eden ilk ulduzdu Paralaks hesablamalari mesafesi texmin edilen ilk ulduzlardan biri idi Vega yalniz Gunesin onda birine qarsiliq gelir ancaq 2 1 qat daha boyuk oldugu ucun gozlenilen omru Gunesin onda biridir Vega heliumun atom nomresinden daha yuksek atom ededlerine sahib fovqelade bir sekilde az miqdarda elemente malikdir Vega da yungulce deyisen deyisen bir ulduzdur Ekvatorda 274 km s suretle suretli bir sekilde donur Bu ekvatorun sentrifuqa tesirleri sebebiyle xarice cixmasina sebeb olur ve netice olaraq ulduzun fotosferinde qutblerde maksimuma catan bir istilik deyismesi var Dunyadan Vega bu qutblerden birinde musahide olunur Vega nin musahidesi heddinden artiq infraqirmizi suam emisyonuna esaslanir Vega nin etraf muhite xas toz bir diske sahib oldugu gorulur Bu toz ehtimalla Gunes sistemindeki Kuiper qursagina benzeyen orbitde olan bir daginti diskindeki obyektler arasindaki toqqusmalarin bir neticesidir Toz emissiyalari sebebiyle infraqirmizi heddinden artiq miqdarda olan ulduzlara Vega benzeri ulduzlar edeyilirTerminalogiya A Lyra Alfa Lyrae ye Latinised ulduzun Bayer adidir Vega nin enenevi adi olan evvelki Wega an nasr al waqi dusen qartal ifadesi vasitesiyle dusen ve ya enis menasini veren waqi nin Ereb sozcuyunun zeif bir herf tercumesinden gelir 2016 ci ilde Beynelxalq Astronomiya Ittifaqi ulduzlarin adlarini kataloqlasdirilmasi ve Standartlasdirma ucun Star Names WGSN uzerine bir Emek Qrupu teskil etdi WGSN nin Iyul 2016 daki ilk bulleteninde WGSN terefinden tesdiqlenen Vega adi bu auaedanda IAU Star Names kataloquna daxil edilmisdi Musahide Tarixi Astrofotografi semavi obyektlerin fotosekili 1840 ci ilde John William Draper in dagereotip emeliyyati istifade ederek Ayin bir gorunusunu cekmesiyle basladi 17 Iyul 1850 de Vega Harvard Kolleci Musahide evindeki William Bond ve John Adams Whipple terefinden bir dagereotip ile gosterildikde sekili cekilen ilk ulduz oldu Gunes xaric Henry Draper Avqust 1872 ci ilde Vega nin bir gorunusunu cekerken ulduzun yigimini ilk fotosekilini cekdi ve eyni zamanda bir ulduzda udma xettlerini gosteren ilk adam oldu Benzer xettler Gunesde onsuz da teyin olunmusdu 1879 ci ilde William Huggins bu ulduz kateqoriyasinda ortaq olan on iki cox guclu xett mueyyen etmek ucun Vega ve benzeri ulduzlarin spektrumlarinin fotosekillerini istifade etdi Bunlar daha sonra Hidrogen Balmer ardicilligindan gelen xetler olaraq teyin olundu Vega ya olan mesafe Dunyanin Gunesdeki orbitine Orbit ulduzlarina qarsi paralel surusmesini olcerek teyin oluna biler Bir ulduzun paralaksini nesrini Vega ucun 0 122 santimetr 0 125 deyerini aciqlayan Friedrich GW von Struve ydi Friedrich Bessel Struve in melumatlarla elaqedar supheli idi ve Bessel 61 CYGNE ulduz sistemi ucun 0 314 lik bir paralellik nesr etdiyinde Struve Vega nin paralaks ucun deyerini az qala orijinal qiymetlendirilmesinin iki qati olaraq revize etdi Bu deyisiklik Struve in melumatlari haqqinda daha cox subhe oyandirdi Belelikle Struve daxil coxu astronom Bessel i ilk nesr olan paralaksla neticelendirdi Bununla birlikde Struve in ilk neticesinde Hipparcos astrometri peyki terefinden teyin olundugu uzre bu an qebul edilen 0 129 deyerine yaxin idi Bir ulduzun parlaqligi Dunyadan gorulduyu kimi standartlasdirilmis logaritmik bir olcu ile qiymetlendirilir Bu aydin boyukluk ulduzun parlaqligi artdiqca azalan bir deyerdir Cilpaq gozle gorule bilen en yungul ulduzlar altinci buyuklukdedir en parlaq olan Sirius ise 1 46 boyukluyundedir Boyukluk olcusu Standartlasdirma ucun alimler Vega nin butun dalga boylarinda sifiri temsil edecek sekilde secdi Bununla birlikde artiq veziyyet bele deyil cunki gorunen boyukluk sifir noqtesi artiq mueyyen bir ededi olaraq mueyyenlesdirilmis axis baximindan meshur olaraq teyin olunmusdur Bu yanasma astronomlari ucun daha uygundur cunki Vega kalibrleme ucun her zaman movcud deyil UBV fotometrik sistemi ultrabenovseyi mavi ve sari filtrlerden ulduzlarin boyukluyunu olcer ve muvafiq U B ve V deyerlerini istehsal edir Vega 1950 ci illerde tanitildiginda bu fotometrik sistem ucun ilk orta deyerleri teyin etmek ucun istifade edilen alti A0V ulduzundan biridir Bu alti ulduzun ortalama boyuklukleri bu sekildedir U B B V 0 Realda boyukluk miqyasi bu ulduzlarin boyukluyu sari mavi ve ultrabenovseyi parcalarinda eyni olacaq sekilde kalibrovka edilmisdir Elektromaqnit spektr belece Vega 350 850 nanometr arasindaki vizual bolgede nisbeten duz bir elektromaqnetik spektruma malikdir bunlarin coxu insan gozu ile gorule biler bu sebeble axis sixliqlari kobudca beraberdir 2000 4000 Jy Bununla birlikde Vega nin axis sixligi infraqirmizi sahede suretle duser ve 5 mikrometrede 100 Jy ye yaxindir Vega nin 1930 lardaki fotometrik olcmeleri ulduzun 0 03 derece qeder kicik bir deyiskenliye sahib oldugunu gostermisdir Bu deyisenlik o zamana qeder musahide qabiliyyetin serhedlerine yaxin idi ve buna gore Vega nin deyiskenliyi movzusu mubahiselidir Vega nin boyukluyu 1981 ci ilde David Dunlap resedxanada tekrar olculmus ve bir az deyiskenlik gosterdi Belece Vega nin Delta Scuti deyiskenliyi ile elaqeli zaman zaman asagi amplitudlu pulsasyonlar gosterdiyi ireli surulmusdur Bu ulduzun parlaqliginda periodik titresimlerle neticelenen tutarli bir sekile salinan bir ulduz kateqoriyasindandir Vega bu deyisken novu ucun fiziki profile uygunlassada diger musahideciler bele bir variasiya tapa bilmemisdir Bu sebebden qeyri sabitlik bu ehtimalla olcumdeki sistematik sehvlerin neticesinde oldugu dusunulmekdedir Bununla birlikde bir 2007 meqalesi bu ve diger neticeleri arasdirdi ve Yuxaridaki neticelerin muhafizekar bir analizi Vega nin ehtimalla 1 2 araliginda deyisken oldugunu ve ola bilecek muveqqeti gezintilerle orta 4 e qeder yukseldiyini gosterdi Bundan basqa 2011 ci ilin meqalesinde Vega nin uzun muddetli deyiskenliyi tesdiqlendi Vega 1979 cu ilde White Sands Missile Range den Aerobee 350 den basladilan bir gosterme X suasi teleskopundan musahide zamane Gunesin kenarinda bir tek X suasi yayicisi olaraq ilk ulduz oldu 1983 ci ilde Vega toz tozu olan ilk ulduz oldu Infraqirmizi Astronomik Peyk IRAS ulduzdan gelen infraqirmizi suam coxlugunu kesf etdi ve ulduz terefinden qizdirildiqda orbitdeki toz terefinden yayilan enerjiye etf edildi Gorunme DerecesiVega cox zaman simal yarimkuresinin qis yazinda axsam erzinde orta en simaldaki paralellerde zirveye yaxin gorule biler Orta cenub cenub yarimkuresinin qisinda simal ufuqunun uzerinde asagi gorule biler 38 78 lik enisle Vega yalniz 51 C simalindaki paralellerde gorule biler Bu sebebden Antartika da ve ya Punta Arenas Cili 53 S daxil olmaqla Cenubi Amerikanin en cenubdaki her hansi bir yerinde hec bir yerde yukselmez 51 N simalindaki paralellerde Vega devamli olaraq ufuq ustunde bir sirkumperoler ulduz olaraq qalar Vega 1 Iyul etrafinda meridianlar kecdiyiXnde gece yarisi zirvesine catir Xususiyyetleri Vega nin spektral sinfi A0V olub nuvesinde hidrogeni helyumla qovusduran mavi rengde ag ana dizi ulduzdur Daha boyuk ulduzlar fuzyon yanacaqlarini daha kicik yanacaqlardan daha suretli istifade etdiklerinden Vega nin ana dizi omru texminen bir milyard il Gunesin onda biridir Bu ulduzun movcud yasi texminen 455 milyon il gozlenilen umumi ana dizi omrunun texminen yarisina qederdir Ana serialdan ayrildiqdan sonra Vega sinif M qirmizi nehengi halina gelecek ve kutlenin coxunu tokub nehayet ag bir cirtdan halina gelecekdir Indiki vaxtda Vega Gunesin iki qati kutlesi ve tam aydinliq deyeri Gunes deyerinin texminen 40 defe coxdur Bununla birlikde yuksek firlanma sureti sebebiyle qutb ekvatorda olduqca parlaqdir Qutb yer uzunde gorulduyunden Dunya uzerindeki diqqete carpan parlaqligi Gunesin deyerinin texminen 57 qati qeder diqqete carpan sekilde daha yuksekdir Vega deyiskenliyi ise texminen 0 107 gunluk bir Delta Scuti novu ola biler Vega dan gelen enerji axisi tam olaraq standart isiq qaynaqlarina gore olculmusdur 5480 A da agi 3 650 Jy dir ve sehv margin 2 dir Vega nin vizual spektrumunda hidrogen absorpsiyon xettleri hakimdir Xususile n 2 ana kvant sayindaki elektronla hidrogen Balmer ardicilligi terefinden Diger elementlerin xettleri nisbeten zeifdir en guclu olani ise ionlu maqnezium demir ve xrom dur Vega dan gelen X suasi emissiyasi cox asagidir bu ulduzun koronasinin cox zeif olmasi ya da movcud olmamasi lazim oldugunu gosterir Bununla birlikde Vega nin qutbu Dunyaya baxar ve qutbde bir koronal delik var ola biler Vega dan ve ya Vega ya cox yaxin bolge tesbit edilen X sualarinin olabilecek qaynagi olaraq bir koronanin tesdiqlenmesi her hansi bir koronal X suasinin coxu gorus xetti boyunca yayilmadigi ucun cetin ola biler Spektropolimetri istifade ederek Vega nin maqnetik sahesi Observatoire du Pic du Midi deki Goy alimlerinden ibaret olan bir qrup terefinden mueyyen edilmisdir Bu kimyevi olaraq ozune xas bir ulduz olmayan bir spektral sinif A ulduzundan bir maqnetik sahenin ilk tesbitidir Bu sahenin orta gorus xetti komponenti 0 6 0 3 G lik bir muqavimet malikdir 2015 ci ilde ulduzun sethinde ulduz lekeleri tesbit edildi ilk normal A tipli ulduz tesbiti ve bu xususiyyetler 0 68 gunde donme modulasyonunun delilini gosterir FirlanmasiVega radiusu bir interferometre ile yuksek hessasliqla olculduyunde Gunesin radiusunun 2 73 0 01 qati qeder gozlenilmez sekilde boyuk bir texmini deyer ortaya cixarmisdir Ulduz ulduz Siriusu yaricapindan 60 daha boyudukde ulduz modelleri yalniz 12 daha boyuk olmasi lazim oldugunu gosterir Bununla birlikde bu esassizliq Vega nin donme qutb cehetden baxildiginda suretle donen bir ulduz olmasi veziyyetinde aciqlana biler 2005 06 da CHARA serialinin musahideleri bu kesilmeni tesdiqledi Vega nin qutbu firlanma oxu gorme xettinden Dunyaya bes dereceden cox eyilmis deyil Vega ucun donme sureti texminlerinin ust serhedinde ekvator boyunca 236 2 3 7 km s tapilar bu ulduzun sentrifuqa tesirlerinden ayrilmasina sebeb olacaq suretin 87 6 dir Vega nin bu suretli donusu diqqete carpan bir ekvatorial cixinti meydana getirer bu sebeble ekvatorun radiusu qutb yaricapindan 19 daha boyukdur Bu ulduzun qutb radiusu 2 362 0 012 gunes radiusu iken ekvatoryal radius 2 818 0 013 gunes yarigi seklindedir Vega teleskoplari kalibrasiya etmek ucun uzun zamandan beri standart bir ulduz olaraq istifade edildiyinden suretle donmekde oldugu kesfi qlobal simmetrik olmasina esaslanan fundamental ferziyyelerden bezilerine meydan oxuya biler Vega nin gosterme bucagi ve firlanma sureti indi daha yaxsi bilinse bu daha inkisaf etmis bir alete imkan taniyacaq VegaTarixi MelumatGoyun besinci parlaq ulduzudur Simali yarimkuresinde Arcturus tan sonra ikinci parlaq ulduzdur Gunese 25 3 isiq ili uzaqliqda oldugundan Gunese nisbeten yaxin bir ulduz sayilir Texminen e e 12 000 illerinde Qutb ulduzu oldu ve texminen 12 000 ci ilde yeniden qutb ulduzu olacaq Gunesden sonra fotosekili cekilen ilk ulduzdur Vega sozu Ereb en nasr el vaki النسر الواقع ovuna cullanan qartal ifadesindeki vaki dusen sozunden Latin yolu ile Turkceye kecmisdir Semsul sumus olaraq da biliner Dunyadan texminen 26 isiq ili uzaqda olan Vega diqqete carpan bir mavi isiqla parlar ve 0 03 ile 0 04 arasinda deyisen vizual ulduz olcusu semanin en parlaq 5 ulduzudur 1840 ci ilde Vega nin paralaksinin Biri Dunyanin merkezinden digeri yer uzunde olan bir kimsenin gozunden cixan iki dogrunun bir goy cisminin merkezinde birleserek yaratdiqlari dusunulen bucaq Rus astronom terefinden tapilmasi ulduzlararasi uzaqliqlarin hesablanmasi baximindan ehemiyyetli bir hadisedir Vega eyni zamanda Gunesden sonra fotosekili cekilen ilk ulduzdur 1850 Vega bir zamanlar Qutb ulduzu idi Gunes ve Ayin cazibe quvvelerinin tesiri ile Dunyanin ekvator bolgesindeki qabariqliq planetin eksensel hereketinde bir tereddude getirib cixarmaqdadir Buna bagli olaraq 26 000 ilde bir ibaret olan orbit yellenmesi ulduzlarin semadaki movqelerini da yavas yavas deyisdirmekdedir Bu sebeble Vega texminen 11 500 il sonra tekrar qutb ulduzu movqeyinde olacaq Vega Gunesden texminen 50 qat daha parlaq bir ulduzdur Kutlesi ise Gunesin kutlesinin 2 5 qatindan coxdur Bu sebeble daxili yanacagini Gunesden cox daha suretli istifade etmekdedir Vega nin omrunun Gunesin omrunun 10 inden bele qisa olacagi texmin edilmekdedir Buna gore Vega texminen 1 milyard il sonra sonmus bir ulduz olacaq simbad u strasbg frDucati 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 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 PacificUniversity of Chicago Press 1981 Vol 93 P 333 ISSN 0004 6280 1538 3873 doi 10 1086 130834 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 Arxivlenmis suret 2022 09 21 tarixinde arxivlesdirilib Istifade tarixi 2017 06 01