Son zamanlarda bir Amerikan astronom grubu, dünyadan
advertisement
Vega (yıldız) Vega Lir Takımyıldızı ve Vega Gözlem verisi Takımyıldız Çalgı Bahar açısı 18s 36d 56.3364sn[ Yükselim +38° 47′ 01.291″ Görünür parlaklık 0.03 Sınıflandırma Tayfsal sınıf A0V U-B Renk ölçeği −0.01 B-V Renk ölçeği +0.00 Değişen yıldız türü Şüpheli Delta Scuti Gökölçümsel nitelikleri Mutlak parlaklık(MV) 0.58 Özdevinim nitelikleri Bahar açısı payı(μ) 201.03 Yükselim payı(μ) 287.47 Fiziksel özellikler Kütle 2.11 (M Yarıçap 2.26 × 2.78 (R Aydınlatma gücü 37 ± 3 (L Isı 9602 ± 180 K Metallik -0.5 Dönme hızı 12.5 s Tahmini yaş 3.86–5.72×108 y ) ) ) Notlar Vega, Lucida Lyrae, Alpha Lyrae, α Lyrae, 3 Lyr, GJ 721, HR 7001, BD Diğer tanımlar +38°3238, HD 172167, GCTP 4293.00, LTT 15486, SAO 67174, HIP 91262. Vega, Lir Takımyıldızı'nda (esk. "Kanun Takımyıldızı") yer alan en parlak yıldız. Vega, Lyra Takımyıldızı'nın alfa yıldızı olup, bu takımyıldızın en parlak yıldızıdır. Göğün beşinci parlak yıldızıdır. Kuzey yarıküresinde Arcturus’tan sonra ikinci parlak yıldızdır. Güneş’e 25.3 ışık yılı uzaklıkta olduğundan Güneş’e nispeten yakın bir yıldız sayılır. Yaklaşık M.Ö. 12.000 yıllarında Kutup yıldızı oldu ve 12.000 yıllarında yeniden kutup yıldızı olacaktır. Güneş’ten sonra fotoğrafı çekilen ilk yıldızdır. Vega sözcüğü Arapça en nasr el vakî (avına çullanan kartal) ifadesindeki vakî (düşen) kelimesinden Latince yoluyla Türkçeye geçmiştir. Şemsül şümus olarak da bilinir. Dünya'dan yaklaşık 26 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. 1840 yılında Vega'nın paralaksının (Biri Dünya'nın merkezinden, diğeri yeryüzünde bulunan bir kimsenin gözünden çıkan iki doğrunun, bir gökcisminin merkezinde birleşerek oluşturdukları düşünülen açı.) Rus gökbilimci Friedrich Georg Wilhelm von Struve tarafından bulunması, yıldızlararası uzaklıkların hesaplanması bakımından önemli bir olaydır. Vega aynı zamanda, fotoğrafı çekilen ilk yıldızdır (1850). Lir Takımyıldızı'nda yer alan Vega, Kartal Takımyıldızı'ndaki Altair ve Kuğu Takımyıldızı'ndaki Deneb'le birlikte yaz üçgeninin köşelerini oluşturan yıldızlardan biridir. Vega, bir zamanlar "Kutup yıldızı"ydı. Güneş ve Ay'ın çekim kuvvetlerinin etkisiyle, Dünya'nın ekvator bölgesindeki şişkinlik, gezegenin eksensel hareketinde bir tereddüde yol açmaktadır. Buna bağlı olarak 26.000 yılda bir oluşan yörüngesel salınım, yıldızların gökyüzündeki konumlarını da yavaş yavaş değiştirmektedir. Bu nedenle Vega, yaklaşık 11.500 yıl sonra tekrar "kutup yıldızı" konumunda olacaktır. 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. 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 Laboratuar'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 gökbilimciler, 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, biri birine 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. Kaynakça 1. Staff (30-10-2007). "SIMBAD query result: V* alf Lyr -- Variable Star". Centre de Données astronomiques de Strasbourg. 30-10-2007 tarihinde erişilmiştir. 2. Fernie, J. D. (1981). "On the variability of VEGA". Astronomical Society of the Pacific 93 (2): 333–337. doi:10.1086/130834. http://adsabs.harvard.edu/cgibin/bib_query?1981PASP...93..333F. Erişim tarihi 2007-10-30. 3. 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.; Mozurkewich, D.; Schmitt, H. R. (1999). "Vega is a rapidly rotating star". Nature 440 (7086): 896–899. doi:10.1038/nature04661. http://arxiv.org/abs/astro-ph/0603520v1. Erişim tarihi 2007-10-29. 4. Aufdenberg, J.P.; Ridgway, S.T. et al (2006). "First results from the CHARA Array: VII. Long-Baseline Interferometric Measurements of Vega Consistent with a Pole-On, Rapidly Rotating Star?" (PDF). Astrophysical Journal 645: 664–675. doi:10.1086/504149. http://www.chara.gsu.edu/CHARA/Papers/Paper6.pdf. Erişim tarihi 2007-11-09. 5. Kinman, T.; Castelli, F. (2002). "The determination of Teff for metal-poor A-type stars using V and 2MASS J, H and K magnitudes". Astronomy and Astrophysics 391: 1039–1052. doi:10.1051/0004-6361:20020806. http://adsabs.harvard.edu/abs/2002A&A...391.1039K. Erişim tarihi 2007-10-30. 6. Allen, Richard Hinckley (1963). Star Names: Their Lore and Meaning. Courier Dover Publications. ISBN 0486210790. 7. 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. Microsoft Encarta96 Encyclopedia Software Toolworks Encyclopedia, 1992 The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy and Spaceflight "Stars and Star of the Week", Prof. Jim Kaler GALAKSİLER Gökada veya Galaksi yıldızlar, yıldızlararası gaz ve toz, plazma ve (büyük ihtimalle de)görülmeyen karanlık maddeden oluşan dev sistemlere verilen isimdir. Tipik bir gökada 10 milyondan bir trilyona kadar yıldız barındırır. Bu yıldızların hepsi aynı çekim merkezini çevreleyen yörüngelerde dönerler. Gökadalar şekillerine göre üç ana grupta toplanırlar: elips / disk biçimli gökadalar sarmal gökadalar düzensiz gökadalar Gökyüzünün diğer kısımlarına nazaran çok daha parlak olan bu yıldızlar topluluğu, bizim galaksimiz samanyolundan başka bir şey değildir. Ancak görülebilen, Samanyolunu meydana getiren kollarından birisidir. Uzayda yer alan galaksiler içinde en çok bilineni Samanyoludur. Yaklaşık olarak yüz bin ışık yılı (ışık yılı; ışığın bir yılda gittiği yoldur) ki, 96·1010 km çapında olan Samanyolu galaksisi ortalama 200 milyon yıldızdan teşekkül etmiştir. Galaksi disk şeklindedir ve bu şekil çıplak gözle bile fark edilebilir. Samanyolunun ekvatoru boyunca çevreye göz gezdirilirse, yıldızlar arası madde (plazma) ve yıldızlar açıkca görülebilir. Yukarıda belirtildiği gibi bu galakside bulunan 200 milyon yıldızın büyük çoğunluğu, diskin merkezinde toplanmıştır. Yaklaşık otuz bin ışık yılı çapında olan bölgeden çevreye doğru uzaklaştıkça yıldız küresinin ve parlaklığının azaldığı görülür. Galaksilerin yaklaşık % 80 kadarı disk biçimlidir. Bu disklerin içerisinde bulunan yıldızlar, genellikle iki şekilde sıralanmıştır. Bu sıralama ya düzenli bir şekildedir veya spiral biçimde bir kol üzerinde dizilmiştir. Mesela galaksimizde bu spiral şekil açıkça göze çarparken, bazı galaksiler hiçbir şekle girmemekte ve nizam dışı bir diziliş göstermektedir. Diğer galaksi tipleri başlıca; çubuk şeklinde galaksiler, eliptik galaksiler (bütün galaksilerin yaklaşık % 20′si) ve düzensiz (irregular) galaksilerdir. Galaksiler genellikle, galaksi kümeleri olarak gruplanmışlardır. Bu kümeler içinde en çok bilineni Başak Takım Yıldızı içindeki Virgo kümesidir. Sistemimizin yıldızı olan Güneş’in Samanyolundaki yeri de her zaman merak konusu olmuştur. Galaksimizin merkezinden oldukça uzakta yer alan güneş, kendi merkezi çevresinde dönmektedir. Güneş sistemimizin bulunduğu mevkide galaksinin kalınlığı 3000 ışık yılı civarındadır. Samanyolu galaksisinin dışına çıkılıp birkaç milyon ışık yılı gidildiğinde, bu gibi başka gök adalara da rastlanılır. Biçimleri ve büyüklükleri değişiktir. Birbirine az çok benzeyenler varsa da eş olanı yok gibidir. Küçük dürbünlerle gökyüzünü taradığı zaman, ışık veren gaz bulutu gibi gözükürler. Onun için çoğuna nebülöz denmiştir. Büyük teleskoplarla, bazılarının yıldızları tek tek ayırt edilebilir. Dünyadan 1,5 veya 2 milyon ışık yılı uzaklığındaki Andromeda nebölozu gerçekte bir galaksidir. Üstelik boy ve biçim bakımından bizim galaksimiz Samanyolu’na çok benzer ve yaklaşık 300 milyon yıldızdan meydana gelmiştir. Galaksilerin uzayda rastgele dağıldıklarını ileri süren teoriler, modern araçlarla yapılan gözlemler neticesinde önemini kaybetmiş, hepsinin belli bir intizam içinde yer aldıkları, ayrıca galaksileri teşkil eden yıldızlar ve diğer gök cisimlerinin de hepsinin belli bir kanun içinde hareket ettikleri, içinde bulunduğumuz Samanyolu galaksisi gibi milyonlarca galaksinin var olduğu, bütün bunların saniyede binlerce kilometre hızla hareket ettikleri anlaşılmıştır. Günümüzde imal edilen geliştirilmiş uzay aletleriyle yapılan gözlemlerde, galaksilerin spektrumunda görülen kırmızıya yakın kayış, bu kaçışın devam ettiğini göstermektedir. Bu gök adalarının spiral şekli, söz konusu kaçışı açıkça ifade etmektedir. Astrofizikçilerin yapmış olduğu son araştırmalarda galaksilerin milyarlarca yıllarla ölçülen ömürleri içinde birbirleriyle çarpıştıkları açıklanmıştır. Çekim güçlerinin galaksileri birbirine yaklaştırması neticesinde meydana gelen bu dev kozmik olay sonucunda spiral eliptik galaksilere dönüştüğü ileri sürülmektedir. Diğer bir görüşe göre de eliptik galaksiler, çoğu büyük galaksi kümeleri içinde bulunurlar. Bu gruplar içindeki yalnız galaksiler diğer galaksilerce hızla çekilir. Bu durumda bir galaksi diğerine çarpmaktansa yanından geçmeyi tercih eder. Son zamanlarda bir Amerikan astronom grubu, dünyadan 150 milyon ışık yılı uzaklıkta yeni bir galaksi gruplaşmasının (çapı 250 milyon ışık yılı), çok büyük bir kütle çekimi uyguladığını buldu. Öyle ki, aralarında Samanyolu ve Andromeda’nın da bulunduğu binlerce galaksi bu merkeze doğru çekilmektedir. Bu merkez ve çevresindeki galaksiler sisteminin hepsine Uzayın büyük çekim merkezi adı verilmiştir. Ancak bu akıl almaz büyüklükteki çekim merkezi, uzayın kestirilen kütlesinin ancak binde biri kadardır
