Vega
Malline:Tämä sivu on mukana Viikon kilpailussa 2013-34
| Vega | |
|---|---|
 |
|
| Nimen alkuperä | Arabian kielen sana waqi, putoava |
| Bayerin designaatio | Alfa Lyrae, Alpha Lyrae, α Lyrae, α Lyr, Alp Lyr, Alf Lyr |
| Flamsteedin designaatio | 3 Lyrae |
| HD-designaatio | HD 172167[1] |
| Muut designaatiot | GJ 721, HR 7001, BD +38°3238, PLX 4293.00, LTT 15486, SAO 67174, HIP 91262, HIC 91262.[1] |
| Fyysiset ominaisuudet | |
| Näennäinen kirkkaus |
V 0,03 vaiht 0,02–0,07 33,6 minuutin jaksossa mv |
| Absoluuttinen kirkkaus | 0,58 Mv |
| Valovoima | 51–55 Lo Aurinkoa aurinkoa |
| Spektriluokka | A0 V[2] |
| Väri-indeksi | B-V 0,00 U-B -0,01 |
| Lämpötila |
9 600–9 700 |
| Massa | 2,157 ± 0,017[3] M☉ |
| Säde | >3,1 R☉ |
| Muuttujatyyppi | Mahdollisesti Delta Scuti -tähti[4] |
| Pyörimisnopeus | 12.5 tuntia |
| Metallipitoisuus | 0,0090 ± 0,0006[3] |
| Ikä | 455 ± 13[3] |
| Elinkelpoinen vyöhyke | 7,1 AU |
| Astrometriset ominaisuudet | |
| Tähdistö | Lyyra |
| Rektaskensio (J2000) | 18h 36m 56,33635s[1] |
| Deklinaatio (J2000) | +38° 47' 01,2802"[1] |
| Etäisyys | 7,76 pc[2] |
| Parallaksi | 130,23[1] mas |
| Säteisnopeus | -13,9[1] km/s |
| Ominaisliike |
RA: 200,94 mas/v DEK: 286,23[1] mas/v |
|
Näkyy leveysasteiden 90° N
ja 52° S välillä. |
|
Vega (Wega, α Lyr, Alfa Lyrae) on Lyyran tähdistön päätähti. Tämä kirkas sinertävänvalkea tähti on melko lähellä meitä, 25,3 valovuoden päässä. Vega on 3. kirkkain meille Suomeen näkyvä tähti, vain Arcturus ja Sirius ovat kirkkaampia. Vega on niin sanotun Kesäkolmion kärkitähti. Kesäkolmioon kuuluvat myös Joutsenen Deneb ja Kotkan Altair. Vega on myös viidenneksi kirkkain tähti. Suomessa Vega on sirkumpolaarinen eli se on aina horisontin yläpuolella. Vegaan on viitattu mm. elokuvassa Ensimmäinen yhteys.
Kuvaus
Spektriluokaltaan Vega on luokkaa A0V ja sijoittuu HR-diagrammissa pääsarjaan. Vegan elinikä on vain 10% Auringon eliniästä eli noin miljardi vuotta. Vega on Aurinkoa lyhytikäisempi, koska se on aurinkoa massiivisempi. Aurinkoa massiivisempien tähtien keskustassa lämpötila ja tiheys nousevat suuremmaksi ja ne polttavat vetypolttoainetta fuusioissa Aurinkoa huomattavasti nopeammin, hyvin kiivaasti.lähde? Vega on mahdollisesti Delta Scuti -tyypin muuttuva tähti.[4]
Noin 12 000 vuoden kuluttua Vegasta tulee uusi napatähti Pohjantähden tilalle, kun Maan prekessio eli akselin kiertyminen ajan mukana liikuttaa pohjoisnapaa taivaalla[5]. Vega määriteltiin alussa luokan 0,00 tähdeksi, mutta korjatun magnitudimäärityksen mukaan tähden kirkkaus on 0,03. Vega oli ensimmäinen valokuvattu tähti vuonna 1853, myös ensimmäinen valokuvattu spektri vuonna 1872 otettiin Vegasta. Vega oli ensimmäisiä tähtiä joiden parallaksi mitattiin. Struve mittasi sen 1837 ja julkaisi 1840. Parallaksista saadaan laskettua tähden etäisyys.
Sinertävänvalkean Vegan väriä kuvaava luku väri-indeksi B-V on 0,00 ja tähteä käytetään väri-indeksimittareiden säätämiseen. Vega säteilee näkyvän valon alueella 350–850 nanometrin alueella 2 000–4 000 janskyä, mikä korkeintaan kaksinkertainen poikkeama eri valon aaltoalueilla on tähdelle tasainen. Eniten valoa tulee spektrin keskimmäisessä, vihreässä alueessa, vähiten punaisessa ja violetissa.
Planeettajärjestelmä
Pölykiekko
1983 infrapuna-alueella taivasta kuvannut IRAS-satelliitti havaitsi Vegalta ylimääräistä infrapunasäteilyä. Säteilyn arveltiin olevan peräisin tähteä kiertävästä pölykiekosta.[2]
Vuonna 2005 julkaistun, Spitzerin keräämään aineistoon perustuvan tutkimuksen mukaan Vegan pölykiekon säde on 24 μm aaltopituudella mitattuna 330 AU, 70 μm mitattuna 543 AU ja 160 μm mitattuna 815 AU.[2] Vegan renkaan hiukkasten elinikä on laskujen mukaan vain alle 1000 vuotta.[2]
Mahdolliset planeetat
Aikaisten tutkimusten perusteella Vegan pölykiekossa havaittiin kaksi kasaumaa, joiden on arveltiin johtuvan tähteä kiertävästä planeetasta. Vuonna 2002 julkaistu tutkimus arvioi, että Vegalla olisi kolmen Jupiterin massainen planeetta 40 AU:n päässä keskustähdestä.[6] Seuraavana vuonna julkaistussa tutkimuksessa todettiin kasaumien saattavan johtua Neptunuksen massaisen planeetan migraatiosta 56 miljoonan vuoden aikana 40 AU:n etäisyydeltä 65 AU:n etäisyydelle.[7] Vuonna 2006 julkaistu tutkimus rajasi mahdollisen planeetan massaksi korkeintaan 5–10 Jupiterin massaa.[8]
Mahdollisen jättiläisplaneetan olemassaolo asetettiin kyseenalaiseksi kun aikaisemmin havaittuja kasautumia ei kyetty havaitsemaan vuonna 2007 Plateau de Bure Interferometerilla kerätyn aineiston perusteella.[9]
Lähteet
- Karttunen, Hannu et all.: Tähtitieteen perusteet. Tähtitieteellinen yhdistys Ursa ry, 2010. ISBN 978-952-5329-82-7.
Viitteet
- ↑ a b c d e f g NAME VEGA -- Variable Star of delta Sct type SIMBAD. 23.8.2013. Viitattu 23.8.2013. (englanniksi)
- ↑ a b c d e K. Y. L. Su, et al.: The Vega Debris Disk: A Surprise from Spitzer. The Astrophysical Journal, 2005, 628. vsk, s. 487-500. doi:10.1086/430819. arXiv:astro-ph/0504086. Viitattu 23.8.2013. (englanniksi)
- ↑ a b c Jinmi Yoon, Deane M. Peterson, Robert L. Kurucz ja Robert J. Zagarello: A New View of Vega's Composition, Mass, and Age. The Astrophysical Journal, 2010, 708. vsk, nro 71. doi:10.1088/0004-637X/708/1/71. (englanniksi)
- ↑ a b Fernie, J. D.: On the variability of VEGA. Astronomical Society of the Pacific, Publications, 06/1981, 93. vsk, s. 333-337. Bibcode 1981PASP...93..333F. doi:10.1086/130834. (englanniksi)
- ↑ Karttunen et al, s. 46
- ↑ D. J. Wilner et al.: Structure in the Dusty Debris around Vega. The Astrophysical Journal, 2002, 569. vsk, s. L115-L119. doi:10.1086/340691. (englanniksi)
- ↑ M. C. Wyatt: Resonant Trapping of Planetesimals by Planet Migration: Debris Disk Clumps and Vega's Similarity to the Solar System. The Astrophysical Journal, 2003, 598. vsk, s. 1321-1340. doi:10.1086/379064. arXiv:astro-ph/0308253. Viitattu 24.8.2013. (englanniksi)
- ↑ Yoichi Itoh, Yumiko Oasa, Misato Fukagawa: Coronagraphic Search for Extra-Solar Planets around epsilon Eri and Vega. The Astrophysical Journal, 2006, 652. vsk, s. 1729-1733. Astrophys.J.652:1729-1733,2006. doi:10.1086/508420. arXiv:astro-ph/0608362. Viitattu 24.8.2013. (englanniksi)
- ↑ Vincent Piétu, Emmanuel Di Folco, Stéphane Guilloteau, Frédéric Gueth, Pierre Cox: High-sensitivity search for clumps in the Vega Kuiper-belt. A&A Letter, 2011, 531. vsk, nro L2. doi:10.1051/0004-6361/201116796. arXiv:1105.2586. Viitattu 24.8.2013. (englanniksi)
Aiheesta muualla
Malline:Link FA Malline:Link GA Malline:Link FA Malline:Link GA Malline:Link GA Malline:Link GA