Vega (yıldız)

Koordinat:Sky map 18sa 36d 56,3364s; +38º 47' 01,291″
Vikipedi, özgür ansiklopedi
Vega (α Lyrae)
Çalgı takımyıldızı'nın sınırlarını ve yıldızların konumlarını gösteren diyagram
Vega'nın konumu (kırmızı daire içinde)
Gözlem verisi
Dönem J2000.0      Ekinoks J2000.0
TakımyıldızÇalgı
Sağ açıklık (α)18sa 36d 56,3364s[1]
Dik açıklık (δ)+38° 47′ 01,291″[1]
Görünür büyüklük (V)0,026[2] (−0,02 – +0,07)[3]
Sınıflandırma
Evrimsel aşamaAnakol
Tayfsal sınıf
A0Va[4]
U−B renk ölçeği0,00[5]
B−V renk ölçeği0,00[5]
Değişen yıldız tipiDSCTC[3]
Astrometri
Dikey hız ()−13,9±0,9[6] km/s
Özdevinim (μ)RA: 200,94[7] mys/y
Dec.: 286,23[7] mys/y
Iraklık açısı (π)130,23 ± 0,36[7] mys
Uzaklık25,04 ± 0,07 Iy
(7,68 ± 0,02 pc)
Mutlak büyüklük (V)0,582[8]
Özellikler
Kütle (m)2,135±0,074[9] M☉
Yarıçap (r)2,362–2,818[9] R☉
Aydınlatma gücü40,12±0,45[9] L⊙
Yüzey kütle çekimi (log g)4,1±0,1[10] cgs
Sıcaklık9.602±180[11] (8.152–10.060)[9][not 1] K
Metallik [Fe/H]−0,5[11]
Dönüş süresi16,5 sa[12]
Dönüş hızı ()20,48±0,11[9] km/s
Yaş455±13[9] milyon
Katalog belirtmeleri
Wega[13] • Lucida Lyrae[14] • Alpha Lyrae • α Lyrae • 3 Lyrae • BD+38°3238 • HD 172167 • GJ 721 • HIP 91262 • HR 7001 • LTT 15486 • SAO 67174[1]

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.[15] Yaklaşık olarak MÖ 12.000 civarında kuzey kutup yıldızıydı ve yükseliminin +86° 14′ olacağı 13.727 yılı civarında tekrar kuzey kutbu yıldızı olacaktır.[16] Vega, Güneş dışında görüntüsü ve tayfı fotoğraflanan ilk yıldızdı.[17][18] 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.[11] 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.[19]

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.[20] Toz yayılımı nedeniyle kızılötesi fazlalığı gösteren yıldızlara Vega benzeri yıldızlar denir.[21] 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.[22]

Adlandırma[değiştir | kaynağı değiştir]

Vega, Çalgı takımyıldızındaki en parlak yıldızdır.

Yıldızın Bayer belirtmesi α Lyrae'dir ve Latin alfabesiyle Alpha Lyrae olarak yazılır. Geleneksel adı olan Vega (eskiden Wega[13]), en nasr el vakî (Arapça: النّسر الْواقع - çullanan kartal) ifadesi aracılığıyla "düşme" veya "iniş" anlamındaki vâkı’ (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.[23]

Gözlem[değiştir | kaynağı değiştir]

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.[24] 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.[7][25][26][27][28]

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.[29] 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.[30] 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.[31]

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.[32] 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.[33] Ancak Vega'nın akı yoğunluğu kızılötesinde keskin bir düşüş yaşamaktadır, yaklaşık 5 mikrometrede 100 Jy.[34]

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[35]. Bu kategorideki yıldızlar tutarlı bir biçimde salındıkları için yıldızın parlaklığında düzenli değişim gösterir.[36] 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.[37][38] 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.[39] Bunun yanında 2011'deki bir makale de Vega'nın uzun dönemli parlaklık değişimini onaylıyor.[40]

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.[41] 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.[42]

Fiziksel özellikleri[değiştir | kaynağı değiştir]

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.[43] Şu anda Vega ömrünün neredeyse yarısında, 455 milyon yıl yaşındadır[9] . 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[19]. Vega sahip olduğu yüksek hızlı 16.5 saatlik periyodundan ötürü,[12] ve kutuplardan göründüğü için, görünür büyüklüğü(Vega'nın her yerinden aynı parlaklığa sahip olduğu düşünülerek) Güneş'inkinin 57 katı kadar parlak olduğu keşfedildi.[10] Eğer ki Vega'nın parlaklığı değişkense, 0.107 günlük bir periyotla Delta Scuti tipi bir yıldız olabilir.[35]

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[44], 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,[45] 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.[46]

Vega'nın enerji akısı diğer birçok yıldıza göre oldukça hassas ölçülmüştür. 5,480 Å'da, akı yoğunluğu 3650 ±%2 Jy olarak ölçülmüştür.[47] Vega'nın görünür spektrumuna hidrojen tarafından emilme çizgileri hakimdir, özellikle Balmer serilerinde temel kuantum sayısı elektron n = 2 olacak şekildeki hidrojen hakimdir.[48][49] Diğer elementlerin çizgileri göreceli olarak zayıftır, en güçlüleri sırasıyla iyonlaşmış magnezyum, demir ve kromdur.[50] Vega'nın X ışını yayımı oldukça düşüktür, bu yüzden korona bölgesinin oldukça zayıf ya da hiç olmadığı resmedilmektedir.[51] 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,[41][52] çünkü korona bölgesinden gelecek X ışınları yüksek ihtimalle Dünya'ya doğru bakmayacaktır.[52][53]

Vega'nın manyetik alanı yaklaşık 30G olarak raporlanmıştır, Güneş'in 1G'lik alanına göre 30 kat daha fazla.[41][54][55] 2015'te Vega'nın yüzeyinde parlak yıldız lekeleri gözlemlendi, bunlar tipik bir A sınıfı yıldızda gözlemlenmiş ilk lekelerdi.[56]

Dönüş[değiştir | kaynağı değiştir]

Vega 12.5 saatlik bir periyoda sahiptir,[12] 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.[10] 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[9], 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)[9] 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.[9] 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.[10][57][58]

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.[59]

Element bolluğu[değiştir | kaynağı değiştir]

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.[60]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.[9]

Vega'nın anormal metal eksikliği onu zayıf bir Lambda Boötis yıldızı yapar.[61][62] 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.[63]

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.[64]

Kinematik[değiştir | kaynağı değiştir]

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.[6] Eksi işareti Dünya'ya göreceli bir hareket yaptığını gösterir.

Görüş açısının enine yaptığı hareket Vega'nın arka planındaki 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.[65] 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.[66] 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.[67] Vega Güneş'e olan en yakın uzaklığını tahmini 264.000 yıl sonra 13.2 ışık yılı ile yapacaktır.[68]

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.[9] 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.[69] 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.[66]

Debris diski[değiştir | kaynağı değiştir]

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.[20]

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.[20]

İlk defa David Ciardi ve Gerard van Belle tarafından Palomar Testbed İnterferometer teleskobuyla 2001'de toz diski gözlemlenmiştir[70] 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.[71] 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.[72] Bu yoğun bir meteor ya da kuyrukluyıldız bombardımanı sonucu oluşmuş olabilir ve bir gezegen sistemine kanıt olabilir.[73]

Kızılötesi yayımı[değiştir | kaynağı değiştir]

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[74] 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.[75]

Muhtemel gezegenler[değiştir | kaynağı değiştir]

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.[76] Joint Astronomy Centre'deki astronomlar ve Hawaii'deki UCLA ekibi hala oluşmakta olan bir gezegen sistemi olabileceğini ileri sürdü.[77]

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.[78]

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.

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[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ Vega'nın hızlı dönüşü nedeniyle kutup sıcaklığı ekvatordakinden yaklaşık 2 000 K daha yüksektir

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ a b c Staff. "V* alf Lyr – Variable Star". SIMBAD. 26 Eylül 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 30 Ekim 2007. —use the "display all measurements" option to show additional parameters.
  2. ^ Bohlin, R. C.; Gilliland, R. L. (2004). "Hubble Space Telescope Absolute Spectrophotometry of Vega from the Far-Ultraviolet to the Infrared". The Astronomical Journal. 127 (6). ss. 3508-3515. Bibcode:2004AJ....127.3508B. doi:10.1086/420715 Özgürce erişilebilir. 
  3. ^ a b Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; ve diğerleri. (2009). "VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007–2013)". VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S. Cilt 1. s. 02025. Bibcode:2009yCat....102025S. 
  4. ^ Gray, R. O.; Corbally, C. J.; Garrison, R. F.; McFadden, M. T.; Robinson, P. E. (2003). "Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 parsecs: The Northern Sample I". The Astronomical Journal. 126 (4). s. 2048. arXiv:astro-ph/0308182 $2. Bibcode:2003AJ....126.2048G. doi:10.1086/378365. 
  5. ^ a b Ducati, J. R. (2002). "VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system". CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues. Cilt 2237. Bibcode:2002yCat.2237....0D. 
  6. ^ a b Evans, D. S. (June 20–24, 1966). "The Revision of the General Catalogue of Radial Velocities". Proceedings from IAU Symposium no. 30. Determination of Radial Velocities and Their Applications. 30. London, England. s. 57. Bibcode:1967IAUS...30...57E. 
  7. ^ a b c d van Leeuwen, F. (November 2007). "Validation of the new Hipparcos reduction". Astronomy and Astrophysics. 474 (2). ss. 653-664. arXiv:0708.1752 $2. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357. 
  8. ^ Gatewood, George (2008). "Astrometric Studies of Aldebaran, Arcturus, Vega, the Hyades, and Other Regions". The Astronomical Journal. 136 (1). ss. 452-460. Bibcode:2008AJ....136..452G. doi:10.1088/0004-6256/136/1/452 Özgürce erişilebilir. 
  9. ^ a b c d e f g h i j k l Yoon, Jinmi; ve diğerleri. (January 2010). "A New View of Vega's Composition, Mass, and Age". The Astrophysical Journal. 708 (1). ss. 71-79. Bibcode:2010ApJ...708...71Y. doi:10.1088/0004-637X/708/1/71 Özgürce erişilebilir. 
  10. ^ a b c d Aufdenberg, J.P.; ve diğerleri. (2006). "First results from the CHARA Array: VII. Long-Baseline Interferometric Measurements of Vega Consistent with a Pole-On, Rapidly Rotating Star?". Astrophysical Journal. 645 (1). ss. 664-675. arXiv:astro-ph/0603327 $2. Bibcode:2006ApJ...645..664A. doi:10.1086/504149. 
  11. ^ a b c Kinman, T.; ve diğerleri. (2002). "The determination of Teff for metal-poor A-type stars using V and 2MASS J, H and K magnitudes". Astronomy and Astrophysics. 391 (3). ss. 1039-1052. Bibcode:2002A&A...391.1039K. doi:10.1051/0004-6361:20020806 Özgürce erişilebilir. 
  12. ^ a b c Petit, P.; Böhm, T.; Folsom, C. P.; Lignières, F.; Cang, T. (2022). "A decade-long magnetic monitoring of Vega". Astronomy and Astrophysics. Cilt 666. ss. A20. arXiv:2208.09196 $2. Bibcode:2022A&A...666A..20P. doi:10.1051/0004-6361/202143000. 
  13. ^ a b Allen, Richard Hinckley (1963). Star Names: Their Lore and Meaning. Courier Dover Publications. ISBN 978-0-486-21079-7. 
  14. ^ Kendall, E. Otis (1845). Uranography: Or, A Description of the Heavens; Designed for Academics and Schools; Accompanied by an Atlas of the Heavens. Philadelphia: Oxford University Press. 
  15. ^ Gulliver, Austin F.; ve diğerleri. (1994). "Vega: A rapidly rotating pole-on star". The Astrophysical Journal. 429 (2). ss. L81-L84. Bibcode:1994ApJ...429L..81G. doi:10.1086/187418. 
  16. ^ "Calculation by the Stellarium application version 0.10.2". 13 Ekim 2005 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 28 Temmuz 2009. 
  17. ^ Barger, M. Susan; ve diğerleri. (2000). The Daguerreotype: Nineteenth-Century Technology and Modern Science. JHU Press. s. 88. ISBN 978-0-8018-6458-2. 
  18. ^ Barker, George F. (1887). "On the Henry Draper Memorial Photographs of Stellar Spectra". Proceedings of the American Philosophical Society. Cilt 24. ss. 166-172. 
  19. ^ a b Peterson, D. M.; Hummel, C. A.; Pauls, T. A.; Armstrong, J. T.; Benson, J. A.; Gilbreath, G. C.; Hindsley, R. B.; Hutter, D. J.; Johnston, K. J. (2006). "Vega is a rapidly rotating star". Nature. 440 (7086): 896-899. arXiv:astro-ph/0603520 $2. Bibcode:2006Natur.440..896P. doi:10.1038/nature04661. PMID 16612375. 
  20. ^ a b c Su, K. Y. L.; Rieke, G. H.; Misselt, K. A.; Stansberry, J. A.; Moro-Martin, A.; Stapelfeldt, K. R.; Werner, M. W.; Trilling, D. E.; Bendo, G. J. (2005). "The Vega Debris Disk: A Surprise from Spitzer". The Astrophysical Journal. 628 (1): 487-500. arXiv:astro-ph/0504086 $2. Bibcode:2005ApJ...628..487S. doi:10.1086/430819. 
  21. ^ Song, Inseok; Weinberger, A. J.; Becklin, E. E.; Zuckerman, B.; Chen, C. (2002). "M-Type Vega-like Stars". The Astronomical Journal. 124 (1): 514-518. arXiv:astro-ph/0204255 $2. Bibcode:2002AJ....124..514S. doi:10.1086/341164. 
  22. ^ Hurt, Spencer A.; Quinn, Samuel N.; Latham, David W.; Vanderburg, Andrew; Esquerdo, Gilbert A.; Calkins, Michael L.; Berlind, Perry; Angus, Ruth; Latham, Christian A.; Zhou, George (21 Ocak 2021). "A Decade of Radial-velocity Monitoring of Vega and New Limits on the Presence of Planets". The Astronomical Journal. 161 (4): 157. arXiv:2101.08801 $2. Bibcode:2021AJ....161..157H. doi:10.3847/1538-3881/abdec8. 
  23. ^ "IAU Catalog of Star Names". IAU Division C: Education, Outreach and Heritage (WGSN). 21 Ağustos 2016. 12 Ağustos 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 28 Temmuz 2016. 
  24. ^ Berry, Arthur (1899). A Short History of Astronomy. New York: Charles Scribner's Sons. ISBN 978-0-486-20210-5. 
  25. ^ Dick, Wolfgang R.; Ruben, G. (1988). "The First Successful Attempts to Determine Stellar Parallaxes in the Light of the Bessel/Struve Correspondence". Mapping the Sky: Past Heritage and Future Directions. Springer. ss. 119-121. doi:10.1017/S007418090013949X. ISBN 978-90-277-2810-4. 
  26. ^ Anonymous (28 Haziran 2007). "The First Parallax Measurements". Astroprof. 17 Ekim 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 12 Kasım 2007. 
  27. ^ Perryman, M. A. C.; ve diğerleri. (1997). "The Hipparcos Catalogue". Astronomy and Astrophysics. Cilt 323. ss. L49-L52. Bibcode:1997A&A...323L..49P. 
  28. ^ Perryman, Michael (2010). The Making of History's Greatest Star Map. Astronomers' Universe. Heidelberg: Springer-Verlag. Bibcode:2010mhgs.book.....P. doi:10.1007/978-3-642-11602-5. ISBN 978-3-642-11601-8. 18 Nisan 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Temmuz 2023. 
  29. ^ Garfinkle, Robert A. (1997). Star-Hopping: Your Visa to Viewing the Universe. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-59889-7. 
  30. ^ Cochran, A. L. (1981). "Spectrophotometry with a self-scanned silicon photodiode array. II – Secondary standard stars". Astrophysical Journal Supplement Series. Cilt 45. ss. 83-96. Bibcode:1981ApJS...45...83C. doi:10.1086/190708. 
  31. ^ Tomkin, Jocelyn (April 1998). "Once and Future Celestial Kings". Sky and Telescope. 95 (4). ss. 59-63. Bibcode:1998S&T....95d..59T.  – based on computations from HIPPARCOS data. (The calculations exclude stars whose distance or proper motion is uncertain.) PDF[ölü/kırık bağlantı]
  32. ^ Johnson, H. L.; ve diğerleri. (1953). "Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas". Astrophysical Journal. Cilt 117. ss. 313-352. Bibcode:1953ApJ...117..313J. doi:10.1086/145697. 
  33. ^ Walsh, J. (6 Mart 2002). "Alpha Lyrae (HR7001)". Optical and UV Spectrophotometric Standard Stars. ESO. 9 Şubat 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Kasım 2007. —flux versus wavelength for Vega.
  34. ^ McMahon, Richard G. (23 Kasım 2005). "Notes on Vega and magnitudes". University of Cambridge. 28 Ekim 2000 tarihinde kaynağından (Text) arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Kasım 2007. 
  35. ^ a b Fernie, J. D. (1981). "On the variability of Vega". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 93 (2). ss. 333-337. Bibcode:1981PASP...93..333F. doi:10.1086/130834 Özgürce erişilebilir. 
  36. ^ Gautschy, A.; ve diğerleri. (1995). "Stellar Pulsations Across The HR Diagram: Part 1". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 33 (1). ss. 75-114. Bibcode:1995ARA&A..33...75G. doi:10.1146/annurev.aa.33.090195.000451. 
  37. ^ I.A., Vasil'yev; ve diğerleri. (17 Mart 1989). "On the Variability of Vega". Commission 27 of the I.A.U. 23 Eylül 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 30 Ekim 2007. 
  38. ^ Hayes, D. S. (May 24–29, 1984). "Stellar absolute fluxes and energy distributions from 0.32 to 4.0 microns". Proceedings of the Symposium, Calibration of fundamental stellar quantities. Calibration of Fundamental Stellar Quantities. 111. ss. 225-252. Bibcode:1985IAUS..111..225H. 
  39. ^ Gray, Raymond (2007). "The Problems with Vega". The Future of Photometric, Spectrophotometric and Polarimetric Standardization, ASP Conference Series, Proceedings of a Conference Held 8–11 May 2006 in Blankenberge, Belgium. Cilt 364. ss. 305-. Bibcode:2007ASPC..364..305G. 
  40. ^ Butkovskaya, Varvara (2011). "The long-term variability of Vega". Astronomische Nachrichten. 332 (9–10). ss. 956-960. Bibcode:2011AN....332..956B. doi:10.1002/asna.201111587. 
  41. ^ a b c Topka, K.; ve diğerleri. (1979). "Detection of soft X-rays from Alpha Lyrae and Eta Bootis with an imaging X-ray telescope". Astrophysical Journal. Cilt 229. s. 661. Bibcode:1979ApJ...229..661T. doi:10.1086/157000. 
  42. ^ Harvey, Paul E.; ve diğerleri. (1984). "On the far-infrared excess of Vega". Nature. 307 (5950). ss. 441-442. Bibcode:1984Natur.307..441H. doi:10.1038/307441a0. 
  43. ^ Mengel, J. G.; ve diğerleri. (1979). "Stellar evolution from the zero-age main sequence". Astrophysical Journal Supplement Series. Cilt 40. ss. 733-791. Bibcode:1979ApJS...40..733M. doi:10.1086/190603. —From pages 769–778: for stars in the range 1.75 < M < 2.2, 0.2 < Y < 0.3 and 0.004 < Z < 0.01, stellar models give an age range of (0,43–1,64)×109 yıl between a star joining the main sequence and turning off to the red giant branch. With a mass closer to 2.2, however, the interpolated age for Vega is less than a billion.
  44. ^ Salaris, Maurizio; ve diğerleri. (2005). Evolution of Stars and Stellar Populations. John Wiley and Sons. s. 120. ISBN 978-0-470-09220-0. 
  45. ^ Browning, Matthew; ve diğerleri. (2004). "Simulations of core convection in rotating A-type stars: Differential rotation and overshooting". Astrophysical Journal. 601 (1). ss. 512-529. arXiv:astro-ph/0310003 $2. Bibcode:2004ApJ...601..512B. doi:10.1086/380198. 
  46. ^ Padmanabhan, Thanu (2002). Theoretical Astrophysics. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-56241-6. 
  47. ^ Oke, J. B.; ve diğerleri. (1970). "The Absolute Spectral Energy Distribution of Alpha Lyrae". Astrophysical Journal. Cilt 161. ss. 1015-1023. Bibcode:1970ApJ...161.1015O. doi:10.1086/150603. 
  48. ^ Richmond, Michael. "The Boltzmann Equation". Rochester Institute of Technology. 25 Mart 2004 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Kasım 2007. 
  49. ^ Clayton, Donald D. (1983). Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. University of Chicago Press. ISBN 978-0-226-10953-4. 
  50. ^ Michelson, E. (1981). "The near ultraviolet stellar spectra of alpha Lyrae and beta Orionis". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Cilt 197. ss. 57-74. Bibcode:1981MNRAS.197...57M. doi:10.1093/mnras/197.1.57 Özgürce erişilebilir. 
  51. ^ Schmitt, J. H. M. M. (1999). "Coronae on solar-like stars". Astronomy and Astrophysics. Cilt 318. ss. 215-230. Bibcode:1997A&A...318..215S. 
  52. ^ a b Vaiana, G. S. (1980). A. K. Dupree (Ed.). "Stellar Coronae – Overview of the Einstein / CFA Stellar Survey In: Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun". SAO Special Report. 389 (389). ss. 195-215. Bibcode:1980SAOSR.389..195V. 
  53. ^ Munro, R. H.; ve diğerleri. (May 1977). "Physical properties of a polar coronal hole from 2 to 5 solar radii". Astrophysical Journal. 213 (5). ss. 874-86. Bibcode:1977ApJ...213..874M. doi:10.1086/155220. 
  54. ^ Lignières, F.; ve diğerleri. (2009). "First evidence of a magnetic field on Vega". Astronomy & Astrophysics. 500 (3). ss. L41-L44. arXiv:0903.1247 $2. Bibcode:2009A&A...500L..41L. doi:10.1051/0004-6361/200911996. 
  55. ^ Staff (26 Temmuz 2009). "Magnetic Field On Bright Star Vega". Science Daily. 26 Haziran 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 30 Temmuz 2009. 
  56. ^ Böhm, T.; ve diğerleri. (May 2015). "Discovery of starspots on Vega. First spectroscopic detection of surface structures on a normal A-type star". Astronomy & Astrophysics. Cilt 577. s. 12. arXiv:1411.7789 $2. Bibcode:2015A&A...577A..64B. doi:10.1051/0004-6361/201425425. A64. 
  57. ^ Staff (10 Ocak 2006). "Rapidly Spinning Star Vega has Cool Dark Equator". National Optical Astronomy Observatory. 15 Haziran 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 18 Kasım 2007. 
  58. ^ Adelman, Saul J. (July 2004). "The physical properties of normal A stars". Proceedings of the International Astronomical Union. 2004 (IAUS224). ss. 1-11. Bibcode:2004IAUS..224....1A. doi:10.1017/S1743921304004314 Özgürce erişilebilir. 
  59. ^ Quirrenbach, Andreas (2007). "Seeing the Surfaces of Stars". Science. 317 (5836). ss. 325-326. doi:10.1126/science.1145599. PMID 17641185. 
  60. ^ Antia, H. M.; ve diğerleri. (2006). "Determining Solar Abundances Using Helioseismology". The Astrophysical Journal. 644 (2). ss. 1292-1298. arXiv:astro-ph/0603001 $2. Bibcode:2006ApJ...644.1292A. doi:10.1086/503707. 
  61. ^ Renson, P.; ve diğerleri. (1990). "Catalogue of Lambda Bootis Candidates". Bulletin d'Information du Centre de Données Stellaires. Cilt 38. ss. 137-149. Bibcode:1990BICDS..38..137R. —Entry for HD 172167 on p. 144.
  62. ^ Qiu, H. M.; ve diğerleri. (2001). "The Abundance Patterns of Sirius and Vega". The Astrophysical Journal. 548 (2). ss. 77-115. Bibcode:2001ApJ...548..953Q. doi:10.1086/319000 Özgürce erişilebilir. 
  63. ^ Martinez, Peter; ve diğerleri. (1998). "The pulsating lambda Bootis star HD 105759". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 301 (4). ss. 1099-1103. Bibcode:1998MNRAS.301.1099M. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.02070.x Özgürce erişilebilir. 
  64. ^ Adelman, Saul J.; ve diğerleri. (1990). "An elemental abundance analysis of the superficially normal A star Vega". Astrophysical Journal, Part 1. Cilt 348. ss. 712-717. Bibcode:1990ApJ...348..712A. doi:10.1086/168279. 
  65. ^ Majewski, Steven R. (2006). "Stellar Motions". University of Virginia. 25 Ocak 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Eylül 2007. —The net proper motion is given by:
    where and are the components of proper motion in the R.A. and Declination, respectively, and is the Declination.
  66. ^ a b Barrado y Navascues, D. (1998). "The Castor moving group. The age of Fomalhaut and VEGA". Astronomy and Astrophysics. Cilt 339. ss. 831-839. arXiv:astro-ph/9905243 $2. Bibcode:1998A&A...339..831B. 
  67. ^ Moulton, Forest Ray (1906). An Introduction to Astronomy. The Macmillan company. s. 502. 
  68. ^ Bailer-Jones, C. A. L. (March 2015). "Close encounters of the stellar kind". Astronomy & Astrophysics. Cilt 575. s. 13. arXiv:1412.3648 $2. Bibcode:2015A&A...575A..35B. doi:10.1051/0004-6361/201425221. A35. 
  69. ^ Inglis, Mike (2003). Observer's Guide to Stellar Evolution: The Birth, Life, and Death of Stars. Springer. ISBN 978-1-85233-465-9. 
  70. ^ Ciardi, David R.; ve diğerleri. (2001). "On The Near-Infrared Size of Vega". The Astrophysical Journal. 559 (1). ss. 237-244. arXiv:astro-ph/0105561 $2. Bibcode:2001ApJ...559.1147C. doi:10.1086/322345. 
  71. ^ Defrère, D.; ve diğerleri. (2011). "Hot exozodiacal dust resolved around Vega with IOTA/IONIC". Astronomy and Astrophysics. Cilt 534. ss. A5. arXiv:1108.3698 $2. Bibcode:2011A&A...534A...5D. doi:10.1051/0004-6361/201117017. 
  72. ^ Absil, O.; ve diğerleri. (2006). "Circumstellar material in the Vega inner system revealed by CHARA/FLUOR". Astronomy and Astrophysics. 452 (1). ss. 237-244. arXiv:astro-ph/0604260 $2. Bibcode:2006A&A...452..237A. doi:10.1051/0004-6361:20054522. 
  73. ^ Girault-Rime, Marion (Yaz 2006). "Vega's Stardust". CNRS International Magazine. 10 Ekim 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Kasım 2007. 
  74. ^ Harper, D. A.; ve diğerleri. (1984). "On the nature of the material surrounding VEGA". Astrophysical Journal, Part 1. Cilt 285. ss. 808-812. Bibcode:1984ApJ...285..808H. doi:10.1086/162559. 
  75. ^ Robertson, H. P. (April 1937). "Dynamical effects of radiation in the solar system". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 97 (6). ss. 423-438. Bibcode:1937MNRAS..97..423R. doi:10.1093/mnras/97.6.423 Özgürce erişilebilir. 
  76. ^ Holland, Wayne S.; ve diğerleri. (1998). "Submillimetre images of dusty debris around nearby stars". Nature. 392 (6678). ss. 788-791. Bibcode:1998Natur.392..788H. doi:10.1038/33874. 
  77. ^ Staff (21 Nisan 1998). "Astronomers discover possible new Solar Systems in formation around the nearby stars Vega and Fomalhaut". Joint Astronomy Centre. 16 Aralık 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 29 Ekim 2007. 
  78. ^ Wilner, D.; ve diğerleri. (2002). "Structure in the Dusty Debris around Vega". The Astrophysical Journal. 569 (2). ss. L115-L119. arXiv:astro-ph/0203264 $2. Bibcode:2002ApJ...569L.115W. doi:10.1086/340691. 

Kaynak hatası: <references> üzerinde tanımlanan "pasp2_10_249" adındaki <ref> etiketi önceki metinde kullanılmıyor. (Bkz: Kaynak gösterme)
Kaynak hatası: <references> üzerinde tanımlanan "aip" adındaki <ref> etiketi önceki metinde kullanılmıyor. (Bkz: Kaynak gösterme)
Kaynak hatası: <references> üzerinde tanımlanan "klaus2002" adındaki <ref> etiketi önceki metinde kullanılmıyor. (Bkz: Kaynak gösterme)
Kaynak hatası: <references> üzerinde tanımlanan "pasachoff2000" adındaki <ref> etiketi önceki metinde kullanılmıyor. (Bkz: Kaynak gösterme)
Kaynak hatası: <references> üzerinde tanımlanan "upgren1998" adındaki <ref> etiketi önceki metinde kullanılmıyor. (Bkz: Kaynak gösterme)
Kaynak hatası: <references> üzerinde tanımlanan "mnras314_4_702" adındaki <ref> etiketi önceki metinde kullanılmıyor. (Bkz: Kaynak gösterme)
Kaynak hatası: <references> üzerinde tanımlanan "apj598_2_1321" adındaki <ref> etiketi önceki metinde kullanılmıyor. (Bkz: Kaynak gösterme)
Kaynak hatası: <references> üzerinde tanımlanan "roe20031201" adındaki <ref> etiketi önceki metinde kullanılmıyor. (Bkz: Kaynak gösterme)
Kaynak hatası: <references> üzerinde tanımlanan "apj652_2_1729" adındaki <ref> etiketi önceki metinde kullanılmıyor. (Bkz: Kaynak gösterme)
Kaynak hatası: <references> üzerinde tanımlanan "aaa531" adındaki <ref> etiketi önceki metinde kullanılmıyor. (Bkz: Kaynak gösterme)
Kaynak hatası: <references> üzerinde tanımlanan "pasp97_180" adındaki <ref> etiketi önceki metinde kullanılmıyor. (Bkz: Kaynak gösterme)
Kaynak hatası: <references> üzerinde tanımlanan "mnras55_429" adındaki <ref> etiketi önceki metinde kullanılmıyor. (Bkz: Kaynak gösterme)
Kaynak hatası: <references> üzerinde tanımlanan "massey2001" adındaki <ref> etiketi önceki metinde kullanılmıyor. (Bkz: Kaynak gösterme)
Kaynak hatası: <references> üzerinde tanımlanan "olcott1911" adındaki <ref> etiketi önceki metinde kullanılmıyor. (Bkz: Kaynak gösterme)
Kaynak hatası: <references> üzerinde tanımlanan "houlding2005" adındaki <ref> etiketi önceki metinde kullanılmıyor. (Bkz: Kaynak gösterme)
Kaynak hatası: <references> üzerinde tanımlanan "brill7_292" adındaki <ref> etiketi önceki metinde kullanılmıyor. (Bkz: Kaynak gösterme)
Kaynak hatası: <references> üzerinde tanımlanan "chaikin1990" adındaki <ref> etiketi önceki metinde kullanılmıyor. (Bkz: Kaynak gösterme)
Kaynak hatası: <references> üzerinde tanımlanan "roy_clarke2003" adındaki <ref> etiketi önceki metinde kullanılmıyor. (Bkz: Kaynak gösterme)
Kaynak hatası: <references> üzerinde tanımlanan "jps28_18" adındaki <ref> etiketi önceki metinde kullanılmıyor. (Bkz: Kaynak gösterme)
Kaynak hatası: <references> üzerinde tanımlanan "sibthorpe2010" adındaki <ref> etiketi önceki metinde kullanılmıyor. (Bkz: Kaynak gösterme)
Kaynak hatası: <references> üzerinde tanımlanan "aeea" adındaki <ref> etiketi önceki metinde kullanılmıyor. (Bkz: Kaynak gösterme)

Kaynak hatası: <references> üzerinde tanımlanan "zh" adındaki <ref> etiketi önceki metinde kullanılmıyor. (Bkz: Kaynak gösterme)

Dış bağlantılar[değiştir | kaynağı değiştir]

"https://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Vega_(yıldız)&oldid=32570793" sayfasından alınmıştır