Alfa Lir • Alfa Lir
VegaSağ yükseliş | 18 saat 36 m 56.3364 s |
---|---|
Sapma | 38 ° 47′ 01.280″ |
takımyıldız | Lir |
Görünen büyüklük | 0.03 |
Takımyıldızdaki konum: Lir | |
Spektral tip | A0 Git |
---|---|
UB endeksi | 0.00 |
BV endeksi | 0.00 |
Değişkenlik | Delta Scuti |
Radyal hız | −13.9 ± 0.9 km / sn |
---|---|
Temiz hareket |
μ α = +200.94 mas / a μ δ = +286.23 mas / a |
Paralaks | 130,23 ± 0,36 mil |
Mesafe | 25.04 ± 0.07 a.l. (∼7.68 adet ) |
Mutlak büyüklük | 0.582 |
kitle | 2.11 M ☉ |
---|---|
Ray | 2,26 × 2,78 R ☉ |
Yüzey yerçekimi (log g) | 4.1 ± 0.1 |
Parlaklık | 37 ± 3 L ☉ |
Sıcaklık | 9,602 ± 180 K |
Metaliklik | [A / H] = -0,5 |
Rotasyon | 12.5 saat |
Yaş | 3,86−5,72 × 10 8 a |
Diğer gösterimler
Vega, Lucida Lyrae, α Iy , 3 Lyr ( Flamsteed ), GJ 721, HR 7001 , BD +38 3238, HD 172.167 , GCTP 4293,00, LTT 15.486, SAO 67.174, HIP 91262
Vega olarak da bilinen, Alfa Lyrae ( α Lyrae / α Lyr göre) Bayer amaçlı olduğu yıldız parlak takımyıldızı arasında Lyra . Bakıldığında Dünya'da , öyle beşinci parlak yıldız gökyüzünde, hemen sonra kuzey yarımkürede ikinci Arcturus . Güneş'e nispeten yakın , 25.04 ışıkyılı uzaklıkta bir yıldızdır . Aynı zamanda, içsel parlaklığıyla , Arcturus ve Sirius ile birlikte güneş mahallesindeki en parlak yıldızlardan biridir .
Vega, özellikleri nedeniyle gökbilimciler tarafından çok sayıda çalışmaya konu olmuş ve bu nedenle birçok kez astronomi tarihinde önemli bir rol oynamıştır . Örneğin Güneş dışında fotoğrafı çekilen ve tayfı ölçülen ilk yıldızdı. Aynı zamanda mesafesi paralaks ile tahmin edilen ilk yıldızlardan biriydi . Aynı zamanda fotometrik parlaklık ölçeklerinin kalibrasyonu için kullanıldı ve UBV fotometrik sistemin ortalama değerlerinin tanımlanması için referans görevi gören yıldızlardan biriydi . Bu arada, nedeniyle ekinoksların devinim , Vega oldu kutup yıldızı etrafında 12 inci milenyum MÖ. AD (ve 12.000 yıl sonra tekrar olacak), ancak tarih öncesi çağa ait tespit veya yönlendirme için kullanıldığına dair hiçbir kayıt olmamasına rağmen .
Vega, Güneş'e kıyasla nispeten genç. Onun metallilik alışılmadık düşüktür. Vega değişken bir yıldız olabilir (yani parlaklığı periyodik olarak değişir). Ekvatorda 274 km s- 1 hızla hızla dönmektedir . Bu nedenle, merkezkaç kuvveti nedeniyle ekvatorda bir çıkıntıya sahiptir ve sonuç olarak, kutuplarda maksimum olacak şekilde fotosferinde sıcaklığı değişir . Dünya'dan kutuplarının eksenine yakın bir yönde gözlenir.
Vega'nın kızılötesi radyasyonunu ölçmek , yıldızın yıldızın merkezinde bir toz diskine sahip olduğunu belirlemeyi mümkün kıldı. Bu toz muhtemelen bir nesneler arasındaki çarpışmalar sonucudur döküntü diske benzer Kuiper kemer bölgesinin Güneş sistemi . Toz emisyonları nedeniyle aşırı kızılötesi radyasyon sergileyen yıldızlara " Vega benzeri yıldızlar" denir . Vega diskindeki düzensizlikler , yıldızın etrafında dönen muhtemelen Jüpiter'in büyüklüğünde en az bir dış gezegenin varlığına işaret ediyor .
Astrophotography demek ki, fotoğrafçılık zaman gök cisminin, 1840 yılında kuruldu John William Draper bir resmi aldı aya bir ile dagereotip . The17 Temmuz 1850Vega, Güneş dışında fotoğraflanan ilk yıldız oldu . Yine bir dagerreyotipi tarafından Harvard College Gözlemevi'nde çekildi . Draper, 1872 yılının Ağustos ayında Vega'yı elektromanyetik spektrumun ilk görüntüsünü almak için kullandı ve bir yıldızın spektrumunda soğurma çizgilerinin varlığını ilk gösteren kişi oldu , böylece Auguste Comte'un yıldızların kimyasal bileşiminin sonsuza dek olduğuna dair ünlü iddiasıyla çelişiyor. erişilemez (bu tür çizgiler 1859'dan beri güneş spektrumunda ve Robert Bunsen ve Gustav Kirchhoff'un çalışmalarında zaten gözlemlenmişti ). 1879'da William Huggins, Vega ve diğer benzer yıldızların spektrumunun görüntülerini, bu yıldız türü arasında yaygın olan on iki "çok büyük çizgiyi" belirlemek için kullandı. Daha sonra çizgileri olarak tanımlandı Balmer serisinin bir hidrojen .
Vega mesafesi paralaks kullanılarak ölçülebilir . Vega, 0.125 arcsaniye elde eden Friedrich GW von Struve tarafından bir yıldızın paralaksının ilk hesaplaması için kullanıldı . Friedrich Bessel, von Struve'un verilerini sorguladı ve 61 Cygni , 0.314 ″ paralaksını hesapladı . Von Struve başlangıç değerini düzeltti ve iki katına yakın bir sonuç aldı. Bu değişiklik von Struve'un verilerine şüphe uyandırdı. Böylece, von Struve de dahil olmak üzere zamanın çoğu gökbilimcisi, ilk paralaks hesaplamasının yazarını Bessel'e bağladı. Bununla birlikte, von Struve'nin ilk sonucu, bugün yaygın olarak kabul edilen değer olan 0.129 ″ değerine oldukça yakındır .
Dünya'dan görülen bir yıldızın ışınımgücü bir ölçülür logaritmik ölçek , belirgin büyüklükte "ilk büyüklükte yıldız" sözleşmeler aşağıdaki yıldızının parlaklığındaki ile azalır, "ikinci büyüklük" ve bunu hemen kalıtsal Antik Yunan'dan. Çıplak gözle görülebilen en donuk yıldızlar altıncı büyüklükte iken en parlak olan Sirius -1.47'dir. Gökbilimciler, gökteki diğer tüm yıldızlardan çok daha parlak olduğundan, büyüklük ölçeğinin referansı olarak Vega'yı seçtiler: Vega'nın büyüklüğü tüm dalga boylarında sıfır olarak ilan edildi. Bu nedenle, Véga, mutlak fotometride parlaklık ölçeklerini kalibre etmek için uzun yıllar kullanıldı . Günümüzde Vega artık sayısal olarak belirlenmiş bir akı olan görünür büyüklük için bir kriter değil. Bu yaklaşım, yıldızın parlaklığındaki olası değişiklikleri göz ardı ettiği için daha katıdır ve gökbilimciler için daha pratiktir çünkü Véga, kalibrasyon için iyi koşullar altında (özellikle güney yarımkürede) her zaman mevcut veya gözlemlenebilir değildir.
UBV fotometrik sistem önlemler vasıtasıyla yıldız büyüklüğü ultraviyole ( U ), mavi ( B ) ve sarı ( V ) filtreler . Vega, 1950'lerde oluşturulduğunda sistemin ilk kalibrasyonunda kullanılan altı A0V spektral tip yıldızdan biridir . Bu altı yıldızın ortalama büyüklüğü şu formül kullanılarak tanımlandı: U - B = B - V = 0. Gerçekte, bu yıldızların büyüklükleri, elektromanyetik tayfın sarı, mavi ve morötesi kısımlarında aynı şekilde empoze edilir . Bu nedenle, Vega, görünürde nispeten eşit bir elektromanyetik spektruma sahiptir - 350 ila 850 nanometre dalga boyu - 2000 ila 4000 Jy arasında bir akı yoğunluğu ile . Ancak Vega'nın akı yoğunluğu kızılötesinde hızla azalır ve 5 mikron dalga boyunda 100 Jy'ye yakındır .
Vega'nın 1930'lardaki fotometrik ölçümleri, yıldızın ± 0.03 büyüklük sırasındaki değişikliklerle zayıf bir şekilde değişken olduğunu gösterdi. Bu sapma, zamanın gözlemsel sınırlarına yakındı ve bu nedenle Vega'nın değişkenliği yıllarca tartışıldı. Vega'nın büyüklüğü 1981'de David Dunlap Gözlemevi'nde tekrar ölçüldü ve gözlemler hafif değişkenlik gösterdi. Bu nedenle, Vega'nın küçük genlik varyasyonlarının, Delta Scuti tipi bir değişkene karşılık geldiği öne sürüldü . Bu yıldızlar tutarlı bir şekilde salınırlar ve parlaklıklarının periyodik darbelerini üretirler. Vega'nın bazı fiziksel özellikleri bu tür değişken yıldızlara karşılık gelse de, diğer gözlemler herhangi bir varyasyonun tanımlanmasına izin vermedi. Dolayısıyla, sistematik ölçüm hataları için varyasyonlar alınabilir. Bununla birlikte, 2007 tarihli bir makale bu sonuçları diğer önlemlerle birlikte incelemiş ve şu sonuca varmıştır: “Önceki sonuçların dikkatli bir analizi, Vega'nın büyük olasılıkla% 1 ila% 2 aralığında değişken olduğunu ve ara sıra gezilerin% 4'üne kadar çıktığını göstermektedir. olası ortalama ”. 2011 tarihli bir makale ayrıca, "Vega'nın uzun vadeli (yıldan yıla) değişkenliği doğrulandı]. "
1983'te Véga, çevresinde bir toz diskinin keşfedildiği ilk yıldız oldu . Yapay uydu IRAS orada kızılötesi radyasyon aşırı gözlemledi. Bu anormallik, Vega tarafından yörüngedeki tozun ısıtılmasıyla yayılan enerjiye atfedildi.
2009 yılında, Toulouse-Tarbes Astrofizik Laboratuvarı, CNRS / Toulouse Üniversitesi'nden bir ekip , Véga'da bir manyetik alanın ilk tespitini gerçekleştirdi.
Vega, A0 Va spektral tiptedir : mavi ile renklendirilmiş beyaz bir yıldızdır , yani çekirdeği hidrojeni nükleer füzyonla helyuma dönüştürülür . Vega, Güneş'ten daha büyük bir yıldızdır ve ana dizide yalnızca bir milyar yıl veya Güneş'in onda biri üzerinde geçirecektir. Yıldızın yaşı 386 ile 511 milyon yıl arasında veya ana dizideki ömrünün yaklaşık yarısıdır. Ana diziden çıktıktan sonra Vega, M tipi bir kırmızı dev ve ardından bir beyaz cüce olacak . Şu anda Vega'nın kütlesi Güneş'in iki katından fazla ve parlaklığı Güneş'inkinin yaklaşık 37 katı. Vega , 0.107 günlük bir periyot ile Delta Scuti türünde değişken bir yıldız olabilir .
Vega çekirdeği tarafından üretilen enerjinin çoğu, katalizör olarak karbon , nitrojen ve oksijen çekirdeklerini kullanarak hidrojeni helyuma dönüştüren bir nükleer füzyon reaksiyonu olan CNO döngüsünden kaynaklanmaktadır . Bu reaksiyon esas olarak yalnızca 16 × 10 6 K'den , yani Güneş'in çekirdeğinden daha yüksek bir sıcaklıkta meydana gelir. Enerji verimliliği proton-proton zincirininkiyle aynıdır , çünkü reaktanlar ve son ürünler aynıdır, ancak CNO döngüsü çok daha fazla sıcaklığa bağlıdır. Vega yıldızı durumunda , çekirdeğin etrafında reaksiyon ürünlerinin boşaltılmasına izin veren konvektif bir bölge vardır . Dış katman ışınımsal dengededir.
Aksine, Güneşte, ışınım bölgesi çekirdeğin etrafındadır, dış katman ise konvektiftir.
Vega'nın enerji akışı, standart ışık kaynaklarına kıyasla hassas bir şekilde ölçülmüştür. 548.0 nm'de , akı % 2'lik bir hata payı ile 3650 Jy'dir . Vega'nın görünür spektrumuna hidrojen absorpsiyon çizgileri ve daha özel olarak Balmer serisinin çizgileri hakimdir . Diğer elementlerin hatları nispeten zayıf bir yoğunluğa sahiptir, en güçlüsü iyonize magnezyum , demir ve kroma karşılık gelir . Vega, X-ışını aralığında çok az yayıyor , bu da yıldızın tepesinin çok zayıf olması veya hiç olmaması gerektiğini kanıtlıyor .
Vega'nın yarıçapı, interferometri ile büyük bir hassasiyetle ölçüldü . Güneş yarıçapının 2,73 ± 0,01 katı olduğu tahmin edilmektedir . Sirius'unkinden % 60 daha yüksek , yıldız modelleri ise sadece% 12 daha büyük olması gerektiğini söyledi. Bu fark, Vega'nın dönme ekseni yönünde görülen hızlı dönen bir yıldız olmasından, ekvator yarıçapı ile kutup yarıçapı arasındaki farkın büyük olmasından kaynaklanmaktadır. Haziran 2005'te CHARA interferometre tarafından yapılan gözlemler bu hipotezi doğruladı.
Véga'nın dönme ekseni, görüş hattından 5 ° 'den daha az eğimli. Ekvatoru , merkezkaç kuvveti nedeniyle ekvator kordonunun kütlesini kaybedeceği hızdan ancak% 7 daha az olan 274 km / s hızla dönüyor . Rotasyon süresi yaklaşık 12,5 saattir. Hızlı dönüşü, yıldızın ekvator çıkıntısının kökenindedir. Ekvatordaki yarıçap (2,78 ± 0,02 güneş yarıçapı) kutup yarıçapından (2,26 ± 0,02 güneş yarıçapı)% 23 daha büyüktür. Dünyadan, bu çıkıntı kutupların yönünde görülür ve bu da daha yüksek yarıçap tahminine yol açar.
Dönme nedeniyle , kutuplarda yüzey yerçekimi yıldızın ekvatorundan daha yoğundur. Göre von Zeipel teoremine , onun parlaklık lokal yüksek kutuplarda nedenle. Bu fark , yıldızın etkin sıcaklığının değişmesine neden olur : sıcaklık, kutuplarda 10.000 K'ye ve ekvatorda 7.600 K'ye yakındır . Sonuç olarak, Vega ekvator düzleminden görülmüş olsaydı, kutupların ekseninde görünenin yarısı kadar bir parlaklık sergileyecekti. Kutuplar ve ekvator arasındaki bu büyük sıcaklık farkı, güçlü bir yerçekimi karartma etkisi yaratır . Kutuplardan bakıldığında, bu sonuçlar küresel simetriye sahip bir yıldızınkinden daha düşük yoğunlukta (daha koyu) bir uzuv üretir. Sıcaklık gradyanı, Vega'nın ekvator etrafında bir konveksiyon bölgesine sahip olduğu anlamına gelirken, atmosferin geri kalanı muhtemelen yalnızca ışınımsal dengede olabilir .
Vega uzun zamandır teleskopları kalibre etmek için kullanılıyor. Hızlı dönüşünün keşfi, ancak yıldızın küresel simetrisine sahip olması durumunda bazı geçerli hipotezleri sorgulayabilir. Yıldızın görüş açısı ve dönüşü artık çok daha iyi bilindiğinden, aletlerin kalibrasyonunu iyileştirmek artık mümkün.
Gökbilimciler , helyumunkinden daha büyük bir atomik kütleye sahip herhangi bir elementi ifade etmek için metal terimini kullanırlar . Metallilik ait Vega'nın fotosfer -0.5 geçerli: olduğunu, onun metal bolluğu Sun'ın atmosferin sadece% 32'dir. Karşılaştırma için, Vega'ya benzer bir yıldız olan Sirius , Güneş'ten 3 kat daha büyük bir metalik bolluğa sahiptir. Güneş, yaklaşık Z Sol = 0.0172 ± 0.002 helyumdan daha ağır element oranına sahiptir ; Dolayısıyla bu oran Vega'nın fotosferinde % 0,55'tir ( Z Vega = 0,005 5).
Vega'nın metalikliği alışılmadık derecede düşük: Vega, Lambda Bootis tipi bir yıldız . Ancak, varlık nedeni , kimyasal tuhaf yıldızlı bir tipi A0-F0 belirsizdir. Bu anormallik, yayılma fenomeni veya kütle kaybından kaynaklanıyor olabilir, ancak yıldız modelleri bunun yalnızca yıldız tarafından hidrojenin yanmasının sonuna doğru gerçekleşmesi gerektiğini gösteriyor . Başka bir hipotez, yıldızın alışılmadık şekilde metal bakımından fakir bir yıldızlararası ortamdan oluşmasıdır .
Helyum miktarının hidrojene oranı Vega için 0.030 ± 0.005'tir ve bu Güneş'ten yaklaşık% 40 daha düşüktür. Bu fark , helyumun yüzeye yakın bir konveksiyon bölgesinin olmamasından kaynaklanıyor olabilir . Enerji transferleri, yayılma fenomeni yoluyla düşük bolluğun kaynağı olabilecek bir ışınım işlemiyle gerçekleştirilir.
Radyal hız Vega görüş hattı boyunca yıldız hızının bileşenidir. Bu hız, Doppler etkisiyle ölçülür : 13.9 ± 0.9 km / s'dir , negatif değer yıldızın Güneş'e yaklaştığını gösterir.
Vega'nın enine hareketi (görüş hattına göre) yıldızın konumunu daha uzak yıldızlara göre değiştirir. Yıldızın hareketinin bunlara göre hassas bir şekilde ölçülmesi, yıldızın kendi hareketi adı verilen açısal hareketini ölçmeyi mümkün kılar . Vega'nın kendi hareket 202,03 ± 0,63 olduğu mili yay saniyesi yılda (mas) Sağ açıklık ve 287,47 ± 0,54 mas / yıl arasında meyl . Bu nedenle, Véga'nın toplam kendi hareketi 327,78 mas / yıl'dır .
Gelen Galactic'te koordinat sistemi , Vega hızının bileşenleri U -13,9 ± 0.9 = vardır; V = −6.3 ± 0.8 ve W = −7.7 ± 0.3, yani 17 km / s uzay hızı . Hızın radyal bileşeni (Güneş yönünde) −13.9 km / s , enine hız ise 9.9 km / s'dir . Vega şu anda yalnızca en parlak beşinci yıldız olmasına rağmen, yıldızın görünen büyüklüğü önümüzdeki bin yılda Güneş'e yaklaştıkça artacaktır.
Vega, yaklaşık 210.000 yıl içinde gökyüzündeki en parlak yıldız olacak, yaklaşık 290.000 yılda maksimum -0.81 büyüklüğe ulaşacak ve yaklaşık 270.000 yıl boyunca gökyüzündeki en parlak yıldız olacak.
Yıldızın kinematiği, yıldızın Castor Star Current adlı yıldız birliğine ait olduğunu gösteriyor . Bu grup şu anda Alpha Librae , Alpha Cephei , Castor , Fomalhaut ve Véga dahil olmak üzere 16 yıldız içeriyor . Bu grubun tüm üyeleri neredeyse paralel hareket eder ve benzer uzay hızlarına sahiptir. Bir grubun tüm üyeleri aynı kökene sahiptir, artık yerçekimine bağlı olmayan açık bir küme . Grubun tahmini yaşı 200 ± 100 milyon yıl ve ortalama hızları 16,5 km / s'dir .
Spectropolarimetric gözlemler yürütülen, Bigorre Pic du Midi gözlemevi , saptanmasına olanak Vega manyetik alan . Bu, kimyasal olarak spesifik olmayan spektral tip A yıldızındaki böyle bir alanın ilk tespitidir, bu da Véga'yı yeni bir manyetik yıldız sınıfının prototipi yapar. Bu alan, büyük ölçekli güneş manyetik alanının ortalama gücüne (güneş noktalarında yerel olarak ölçülen manyetik alandan yaklaşık 1000 kat daha zayıf) karşılaştırılabilir olan −0.6 ± 0.3 G ortalama değerine sahiptir .
Kızılötesi Astronomi Uydusunun (IRAS) ilk sonuçlarından biri, Vega'dan gelen kızılötesi akıda bir anormalliğin keşfi oldu: Akı, tek bir yıldız için beklenenden daha büyük. Bu fark, 25, 60 ve 100 μm dalga boylarında belirlendi ve yıldızın üzerinde merkezlenmiş 10 yay saniyelik (10 ″) bir açısal yarıçapa sahip bir alandan kaynaklanıyor . Vega'ya olan uzaklık düşünüldüğünde, alanın 80 astronomik birimlik bir yarıçapı var . Radyasyonun Vega yörüngesindeki yaklaşık bir milimetre boyutundaki parçacıklardan geldiği öne sürülmüştür; daha küçük partikül boyutunun sistemden radyasyon basıncı tarafından çıkarılması veya Poynting-Robertson etkisi tarafından yıldıza çekilmesi gerekirdi . Bu ikinci etki, bir toz parçacığının yörünge hareketine zıt bir kuvvet oluşturan ve yıldıza doğru düşmesine neden olan radyasyon basıncının bir sonucudur. Bu etki, yıldıza yakın küçük parçacıklarda daha belirgindir.
193 μm dalga boyundaki Vega ölçümleri, bir milimetre mertebesinde parçacıkların varlığında beklenenden daha düşük bir akı buldu, bu da boyutlarının 100 μm'den küçük veya ona eşit olması gerektiğini düşündürdü. Bu boyuttaki parçacıkların varlığı, yalnızca bir kaynak diski sürekli olarak besliyorsa mümkündür. Olası beslenme mekanizmalarından biri, bir gezegeni oluşturan vücutların bir diski olabilir. Teorik toz dağıtım modelleri Vega çevresindeki diskin 120 AU yarıçaplı dairesel olduğunu göstermektedir. Ek olarak, diskin merkezinde 80 AU'dan büyük yarıçaplı bir delik olacaktır.
Vega çevresindeki bölgeden gelen bu aşırı kızılötesi radyasyonun keşfedilmesinin ardından yapılan çalışmalar, toz emisyonları nedeniyle aynı tür anormalliğe sahip diğer yıldızları da gözlemlemeyi mümkün kılmıştır. 2002'de bu tür yaklaşık 400 yıldız belirlendi. Vega'ya benzer yıldızlar olarak adlandırılırlar (İngiliz Vega benzeri veya Vega benzeri yıldızlarda ). Bu yıldızlar, güneş sisteminin kökenini anlamamıza yardımcı olabilir.
2005 yılında Spitzer Uzay Teleskobu , Vega'yı çevreleyen toz bulutunun yüksek çözünürlüklü kızılötesi fotoğraflarını çekti. Bu açısal boyutu göre değişir gözlem dalga boyu : 43 yay saniye (yani 330 bir uzantı astronomik birim yeryüzüne Vega mesafe verilen) 24 bir dalga boyunda um "(543, 70 AU 70) um ve 105" (815 AU ) 160 um'de . Bu büyük diskler daireseldir ve toz kümeleri göstermezler, partiküller 1 ile 50 um arasında bir boyuta sahiptir . Bu bulutun toplam kütlesi , Dünya'nın kütlesinin 3 × 10 -3 katıdır. Toz üretimi arasındaki çarpışma mutlaka kaynaklanmaktadır asteroidler bir popülasyon eşdeğer Kuiper kuşağının bir güneş sistemi . Bu toz , başlangıçta öngörüldüğü gibi bir proto-gezegensel diskten ziyade, büyük olasılıkla Vega çevresindeki bir enkaz diskinden kaynaklanacaktır . Çöp diskinin iç sınırı 11 "± 2" veya 70-102 ua olacaktır . Toz diski, büyük cisimlerin çarpışmalarının yarattığı tozu sistemin dışına iten Vega radyasyon basıncı ile üretilir . Bununla birlikte, yıldızın ömrü boyunca Vega çevresinde gözlemlenen toz miktarının devam eden üretimi, Jovian kütlesinin birkaç yüz katı olduğu tahmin edilen çok büyük bir başlangıç kütlesini gerektirecektir. Bu nedenle, kuyrukluyıldızların yakın zamanda parçalanması veya orta veya büyük kütleli bir asteroidin daha sonra küçük parçalarla diğer cisimler arasındaki çarpışmalar olarak parçalanmasıyla ortaya çıkması daha olasıdır . Toz diski, yıldızın yaşına kıyasla nispeten genç olacaktır ve daha fazla toz üretecek yeni çarpışmaların yokluğunda ortadan kalkmalıdır.
2006 yılında Mount Wilson'da CHARA teleskopuyla yapılan gözlemler, Vega çevresindeki bir iç toz halkasında var olduğuna dair kanıtlar buldu. Yıldızın dışında 8 AU'luk bir yarıçap ile bu toz, sistem içinde var olan dinamik bozulmaların kanıtı olabilir. Bu, yoğun kuyrukluyıldız veya göktaşı bombardımanından kaynaklanıyor olabilir ve bir gezegen sisteminin varlığının kanıtı olabilir.
1997 James Clerk Maxwell Teleskobu'ndan yapılan gözlemler , Vega'nın 9 ″ (70 AU) kuzeydoğusunda yoğunlukta zirve yapan uzun ve parlak bir merkez bölge gösterdi. Bu rahatsızlık, ya güneş dışı bir gezegen tarafından toz diskinin bozulması ya da tozla çevrili yörüngedeki bir nesneden kaynaklanıyor olabilir. Bununla birlikte, Keck teleskoplarından gelen görüntüler, 16'ya eşit veya daha büyük bir yoldaşın varlığını dışladı; bu, kütlesi Jovian kütlesinin 12 katından daha büyük bir cisme karşılık gelirdi. Gök bilimciler Ortak Astronomi Merkezi'nde Hawaii ve UCLA görüntü oluşturan gezegen sistemi varlığına işaret olduğunu ileri sürmüşlerdir.
Gezegenin doğasını belirlemek zordur. 2002 tarihli bir makale, bu toz birikimlerinin, eksantrik bir yörüngede bulunan Jüpiter'e benzer kütleli bir gezegenden kaynaklandığını varsayıyor. Toz , bu gezegenle "orta hareket" denilen rezonansla yörüngelerde yoğunlaşacaktı .
2003 yılında, bu birikimlere , 56 milyon yıllık bir süre boyunca 40'dan 65 AU'ya göç eden Neptün'e benzer kütleli bir gezegenden kaynaklandığı öne sürüldü . Bu yörünge, Vega'ya yakın karasal gezegenlerin oluşumuna izin verecek kadar büyük olacaktır . Bu gezegenin göçü, ancak daha yakın bir yörüngede bulunan daha büyük ikinci bir gezegenle yerçekimi etkileşimleri olsaydı mümkün olabilirdi.
Bir Kullanarak coronograph üzerinde Subaru Teleskobu , 2005 yılında Hawaii'de, astronomlar 5 ila 10 kat Joviyen kütleye göre daha az kütleye sahip olanlara Vega çevresinde olası gezegenleri kısıtlamak başardık. Vega çevresinde henüz bir gezegen gözlemlenmemiş olsa da, onların varlığı göz ardı edilemez. Vega çevresinde yakın yörüngede küçük karasal gezegenler olabilir. Vega çevresindeki gezegen yörüngelerinin eğimi, muhtemelen yıldızın ekvator düzlemininkine çok yakın. Vega çevresindeki varsayımsal bir gezegende bulunan bir gözlemciye göre, Güneş , Güvercin takımyıldızında 4.3 büyüklüğünde donuk bir yıldız olarak görünecektir .
Vega yaz akşamları kuzey yarımkürenin orta enlemlerinden zirveye yakın bir yerde görülebilir . Güney yarım kürenin orta enlemlerine doğru, kuzeyde ufukta alçakta olan avustralya kışı boyunca görülebilir. +38,78 ° eğime sahip Vega , yalnızca yaklaşık 50 ° S kuzey enlemlerinde görülebilir. + 51 ° N'den daha kuzeydeki enlemlerde, Vega ufuk üzerinde sürekli olarak görülebilir: bu bir çevresel yıldızdır . İçin1 st TemmuzVega, bu tarih civarında güneşin gece yarısında doruk noktasına ulaştığı için muhalefetine ulaşır .
Yıldız, yaz üçgeninin bir tepe noktasında yer alır ; bu yıldız , Cygnus takımyıldızından Vega yıldızları, α Cygni (Deneb) ve tümü 0 veya 1 büyüklükteki Kartal takımyıldızından α Aquilae (Altaïr) tarafından oluşturulan bir yıldız işaretidir . Bu Formasyon , Vega'nın dik açıda tepe noktası olacağı bir dik üçgene benziyor . Yaz üçgeni, çevresinde çok az parlak yıldız olduğu için kuzey yarımkürenin göklerinde tanınabilir.
Gökyüzündeki yıldızların konumu gece boyunca Dünya'nın dönüşüne bağlı olarak değişir. Bununla birlikte, dünyanın dönme ekseni yönünde bulunan bir yıldız aynı konumda kalır ve bu nedenle " kutup yıldızı " olarak adlandırılır .
Dünya'nın dönme ekseninin yönü , ekinoksların devinimi olarak bilinen bir fenomen olan uzun zaman dilimleri boyunca değişir . 25.770 yılda, Dünya'nın dönme ekseninin kutbunun göksel küre üzerinde dairesel bir hareketi tanımladığı ve birkaç önemli yıldızın yanından geçtiği tam bir döngü gerçekleştirilir . Kutup yıldızı şu anda Alpha Ursae Minoris'tir , ancak -12000 yılı civarında , Dünya'nın dönme ekseninin kutbu Vega'dan sadece 5 ° idi. Direk, 14.000 yılı civarında yeniden Vega'ya yakın olacak . Bu 5 ° fark nispeten büyüktür, bu nedenle "kutup yıldızı" statüsünün Vega'ya atfedilmesi şüphelidir. Her halükarda, Mısır'da yaygın olarak alıntı yapılan α Draconis'in (Thuban) aksine, Vega'nın bu uzak zamanlarda insanlar tarafından oryantasyon amacıyla kullanıldığını doğrulayan tarih öncesi astronomik bir belge yoktur .
Vega'nın, Dünya'nın dönme eksenine olan önemli mesafesine rağmen bir kutup yıldızı olarak kabul edilebileceğini kabul edersek, o, α Cygni'nin (Deneb) önünde, Dünya'da birbirini izleyen kutup yıldızlarının en parlakıydı, bu da çok kusurlu bir şekilde 18.000 yıl önce Dünya'nın dönüş ekseniyle aynı hizada.
Asurlular bu Yıldızın adlı Dayan-Sami , cennet yargıç, ve Akadlar Tir-anna , Cennet Hayatı . Babil astronomi yılında Vega adlı yıldızlarından biri olabilirdi Dilgan , Işık Messenger . İçin Rum , takımyıldızı Lyra harp oluşturulmuştur Orfeus'un aletinin sapı temsil Vega. In Roma İmparatorluğu , başlaması sonbahar Vega ufkun altına kayboldu hangi zaman dayanıyordu.
In Çin mitolojisinde , bir aşk hikayesi var Qi Xi hangi Niu Lang牛郎(七夕Altair ) ve onun iki çocuk ( β ve Aquilae γ ) den sonsuza ayrılır Zhi nu織女(Vega), iki çocuk annesi, kim Samanyolu nehrinin diğer tarafındadır ( Tianhe , side ). Japon Tanabata festivali de bu efsaneye dayanmaktadır. Gelen Zerdüştlükte Vega bazen Vanant, adı aracı () küçük bir ilahı ile ilişkili fatihi .
Terimi Wega (şimdi Vega) bir transliterasyon gelen Arapça kelime WAQI örgütüne 'ifadesi ile, "düşen" anlamı النسر الواقع ( Nasr el-WAQI örgütüne' , "düşen kartal" gibi kaynaklardan uygun olarak çevrilir), Veya "dalgıç akbaba", eski Mısır'da bir akbaba, eski Hindistan'da bir kartal veya bir akbaba ile temsil edilen takımyıldız . Göründü Arapça kelime Batı'da içinde Alfonsine Tablolar arasında oluşturulan, 1215 ve 1270 talimatıyla İspanyol kral Alfonso X .
Ortaçağ astrologları, Vega'yı, her biri bir bitki ve değerli bir taşla ilişkilendirilmiş sihirli özelliklerle bağlantılı on beş yıldız arasında sınıflandırdılar . Böylece, Vega ile ilişkiliydi chrysolite ve kış savoury . Cornelius Agrippa ona bir astrolojik işaretini verdi diye adlandırılan, Vultur cadens , Arapça adının Latince bir edebi çeviri. Ortaçağ yıldız listeleri, Alpha Lyrae için Waghi, Vagieh ve Veka'nın alternatif isimlerini gösterir.
Japon animesi Grendizer'da , Grendizer'in kahramanı ve pilotu Actarus, yıldız Vega'nın yanı sıra düşmanları "The Force of Vega" dan geliyor.
Véga'dan dünya dışı sinyaller , Carl Sagan'ın (1985) Contact romanının hikayesinin merkezine geliyor .
“ Yukarıdaki sonuçların muhafazakar bir analizi, Vega'nın büyük olasılıkla% 1-2 aralığında değişken olduğunu ve olası ara sıra gezintilerin ortalamadan% 4'e kadar çıkabileceğini gösteriyor. "
.