Vega (izarra)
Vega (Alfa Lyrae/α Lyr) Lyra konstelazioko lehen magnitudeko (Claudio Ptolomeoren sailkapenean) izar bat eta bertako argitsuena da. Gaueko zeruko bosgarren izarrik distiratsuena da eta zeruko ipar hemisferioko bigarren argitsuena, Arcturusen ondoren. Nahiko gertukotzat jotzen da, 25 argi-urteko distantziara baitago, eta Arcturus eta Siriusekin batera, gugandik gertuko distiratsuenetako bat. Astronomoek asko aztertu dute Vega, gure eguzkiaren ondoren zeruko bigarren izarrik garrantzitsuentzat joz. Vega izan zen izar polarra k. a. 12000n, eta berriz ere izango da, eta berriz izango da 13.727an, deklinazioa 86º 14'koa izango denean. Gure eguzkiaren ondoren argazkia atera zioten lehen izarra izan zen, baita espektro erregistro bat egin zioten lehena ere.
 Vegaren kokapena Lyran | |
| Behaketa data Garaia J2000.0 Ekinokzioa J2000.0 | |
|---|---|
| Konstelazioa | Lyra |
| Igoera zuzena | 18h 36m 56.33635s[1] |
| Deklinazioa | +38° 47′ 01.2802″[1] |
| Itxurazko magnitudea (V) | 0.03[2] (−0.02 - 0.07[3]) |
| Ezaugarriak | |
| Mota espektrala | A0Va[2] |
| U−B kolore indizea | −0.01[2] |
| B−V kolore indizea | +0.00[2] |
| Aldakor mota | Delta Scuti |
| Astrometria | |
| Abiadura erradiala (Rv) | −13.9 ± 0.9 km/s |
| Berezko mugimendua (μ) | IZ: 200.94[1] mas/u Dec.: 286.23[1] mas/u |
| Paralajea (π) | 130.23 ± 0.36[1] mas |
| Distantzia | 25,04 ± 0,07 au (7,68 ± 0,02 pc) |
| Magnitude absolutua (MV) | 0.58 |
| Zehaztasunak | |
| Masa | 2.135 ± 0.074[4] M☉ |
| Erradioa | 2.362 × 2.818[4] R☉ |
| Argitasuna | 40.12 ± 0.45[4] L☉ |
| Gainazaleko grabitatea (log g) | 4.1 & 0.1 |
| Tenperatura | 9,602 ± 180 (8,152–10,060 K)[4] K |
| Metaltasuna [Fe/H] | −0.5 dex |
| Errotazioa | 12.5 o |
| Biratze abiadura (v sin i) | 20.48 ± 0.11[4] km/s |
| Adina | 455 ± 13[4] Mu |
| Beste izendapenak | |
Wega, Lucida Lyrae, Alpha Lyrae, α Lyrae, 3 Lyr, GJ 721, HR 7001, BD +38°3238, HD 172167, GCTP 4293.00, LTT 15486, SAO 67174, HIP 91262, 织女一 | |
| Datubase erreferentziak | |
| SIMBAD | data |
Izar honen adina gure eguzkiarenaren hamarrena da, baina 2,1 aldiz masiboagoa denez, bere bizi zikloa ere gure eguzkiarenaren hamarrena da. Gaur egun, bi izarrak euren bizi zikloaren erdialdera iristen ari dira. Vega, ezohikoa bada ere, oso pobrea da helioa baino elementu astunagoetan. Vega aldika arinki magnitudez aldatzen den ustezko izar aldagarri bat da. Bere errotazio abiadura ekuatorean 274 km/s da. Honek, ekuatorean, kanpo konkor bat eragiten du azelerazio zentrifugoaren ondorioz, eta, emaitza bezala, izarraren fotosferan tenperaturaren bariazio bat dago, bere baliorik handiena poloetan lortuz. Lurretik, Vega bere poloetako baten norantzatik ikusten da.
Bere behaketaren historia aldatu
Astrofotografia, zeruko objektuei argazkiak ateratzea, 1840an hasi zen John William Draperrek, dagerrotipoa erabiliz Ilargiaren irudi bat atera zuenean. 1850ean Vega izan zen, gure Eguzkiaren ondoren, William Bond eta John Adams Whiplek Harvardeko Unibertsitateko Behatokitik argazkia atera zioten lehen izarra, hauek ere dagerrotipoa erabiliz. Henry Draperrek 1872ko abuztuan izar espektruaren lehen argazkia egin zuen Vegari argazkia ateratzen zion bitartean, izar baten espektruen xurgatze lerroak erakutsi zituen lehen pertsona bihurtuz. Antzeko lerroak identifikatu dira eguzkiaren espektroan. Astronomo profesionalek Vega distira fotometrikoaren baremo absolutuak finkatzeko erabili dute, honen ondorioz, Vegaren magnitude bisuala, uhin luzera guztietan, gutxi gora-behera, zero delarik. Hasierako asmoa, balioa zehazki zero izatea zen, baina praktikan ez zen hala izan. Adibidez, Johnsonen V iragazkian (astronomoek espektro ikusgarrian gehien erabiltzen dutena), Vegaren magnitudea 0,026 ± 0,008 da, eta beste iragazki batzuetan ere badaude zentesima gutxi batzuetako desbideratzeak.
Ikusgarritasuna aldatu
Vega, sarri, zenitetik gertu ikus daiteke erdi-ipar latitudeetan udako gauetan Ipar Hemisferioan. Ostertzaren gainean ikus daiteke, iparraldean, neguan Hego Hemisferioko latitude ertainetan. Vegak +38,78ºko deklinazioa duenez, 51º hegoaldeko latitudetik iparraldera dauden tokietatik bakarrik ikus daiteke. Izar hau ezin da Antartikatik edo Hego Amerikako hegoaldereneko eskualdeetatik ikusi, Punta Arenas (Txile, 53º Hegoaldeko latitudean) barne. 51º Ipar latitudean Vega, etengabe ostertz gainean agertzen da, izar zirkunpolar bezala.
Izar hau Aquila konstelazioko Altair eta Cygnus konstelazioko Denebekin batera, Udako hirukia deritzonaren erpinetako bat da. Udako hirukia oso ezagungarria da iparraldeko zeruetan, euren inguruan izar distiratsu gutxi baitago.
Liridak ozar-izar bat dira, bere une gailena apirilak 21 eta 22 bitartean delarik. Meteoro txiki bat abiadura handian Lurreko atmosferan sartzen denean, argi arrasto bat uzten du objektua lurruntzen den bitartean. Ozar-izar baten zehar, meteoro ugari iristen dira norantza bakar batetik, eta, ikuslearen ikuspegitik, arrasto distiratsuez espazioko toki bakar batetik igorriak dirudite. Liriden kasuan, meteoroak Lyra konstelaziotik datoz. Alabaina, gaur egun, meteoro hauek C/1861 G1 Thatcher kometaren hondarrak direla eta izarrarekin zerikusirik ez dutela ezagutzen da.
Ezaugarri fisikoak aldatu
Vegaren espektro klasea A0V da, sekuentzia nagusiko izar zuri bihurtuz, ñabardura urdinekin, bere nukleoan hidrogenoa fusionatzen eta helioa eratzen ari delarik. Izarraren gaur egungo adina 455 milioi urte ingurukoa da. Vega, bere bizi zikloaren amaieran, M klaseko erraldoi gorri bihurtuko da, azkenik nano zuri bihurtuz. Gaur egun, Vegaren masa gure eguzkiarenaren bikoitza da, eta, bere argitasuna, 37 aldiz handiagoa. Alabaina, bere errotazio abiadura handia dela eta, poloa ekuatorea baino askoz distiratsuagoa da. Lurretik begiratua, bere distira gure eguzkiarena baino 57 aldiz handiagoa da, bere poloetako batetik ikusten baita. Vegaren nukleo barruan sortutako energia gehiena karbono-nitrogeno-oxigeno (CNO) zikloaren bidez sortzen da. Hau, gure eguzkiaren nukleoko tenperatura baino handiagoa den 15 milioi kelvineko tenperaturak behar dituen fusio nuklear prozesu bat da, baina eguzkiko fusio erreakzioa baino eraginkorragoa da.
Vegak, bere inguruan, 1980ko hamarkadan IRASek aurkitu zuen gas eta hautsezko disko bat du. Honek, edo planetak dituela, edo hauek laster eratuko direla esan nahi du. Espektro ikusgarrian (350 eta 800 nanometro bitarteko uhin luzerak hartzen dituen esparru bat, horietako gehienak ikus ditzakegunak) nahiko laua den espektroa ere badu, ondorioz, fluxu dentsitateak gutxi gora-behera berdinak direlarik, 2000 eta 4000 Jy bitartean. Vegaren fluxu dentsitatea azkar jaisten da espektro infragorrian eta 5 mikrometrotan 100 janskyra hurbiltzen da.
Errotazioa aldatu
Vegaren erradioa interferometro baten bidez zehaztasun handiz neurtua izan zenean, espero ez zen emaitza bat eman zuen, 2,73 ± 0,01 eguzki erradio. Hau, Sirioren erradioa baino %60 handiagoa da, izar modeloek %12 handiago baino izan behar ez zela adierazten zuten bitartean. Alabaina, ezadostasun hau Vega bere errotazio poloen norantzatik ikusten den errotazio azkarreko izar bat baldin bada azaltzen da. 2005 eta 2006an eginiko behaketek uste hau berretsi zuten.
Vega oso errotazio azkarreko izar baten eredu da, Altair (α Aquilae) edo Regulus (α Leonis), hala, bere ekuatoreko erradioa poloetakoa baino nabarmenki handiagoa delarik. Errotazio abiadura azkar batek ekuatorea eta poloen artean azaleko tenperatura diferentziak ere eratzen ditu. Vegaren ekuatorean errotazio abiadura 275 km/s da, poloek 10.150 kelvin eta ekuatoreak 7.900 kelvineko tenperatura izatea eragiten duena.
Etimologia eta esanahi kulturala aldatu
Wega izena (ondoren Vega) "erortzen" edo "lurreratzen" esan nahi duen waqi hitzaren transliteraziotik dator. "Al Nesr al Waki" izena Al Achsasi al Mouakketen izar katalogoan agertu zen. Arabiar izena, ondoren, mendebaldeko munduan, Alfontsotar Tauletan agertu zen, 1215 eta 1270 artean marraztu zirenak Alfontso X.a Gaztelakoaren aginduz.
Gaur egun, izar polarra Polaris da, baina K. a. 12000n izar polarra Vega izan zen (Polarisgandik bost gradura baino ez dagoena). Prezesio mugimenduaren ondorioz, izar polarra Vegatik gertu egongo da 14000 inguruan. Vega errenkadako izar polarren artean distiratsuena da. Polinesia iparraldeko biztanleen artean Vega whetu edo te tau bezala ezagutzen zen, urteko izarra. Garai historiko baten zehar izar honek urte berri baten hasiera adierazten zuen, lurra ereina izateko prestatu behar zenean. Denboraren igaroan funtzio hau Pleiadeentzat izan zen.
Asiriarrek izar polar honi Dayan same "Zeruaren epaia" izena eman zioten, akadiarrek Tir-Anna "Zeruko bizitza" izena eman zioten bitartean. Babiloniar astronomian Vegak Dilgan (Argiaren Mezularia) zeritzen izarretako bat izan behar zuen. Antzinako greziarrentzat, Lyra konstelazioa Orfeoren harpak eratzen zuen, Vega bere eskutokian zegoelarik. Txinatar mitologian Qi Xiren amodio istorioa dago, non Niu Lang (Altair) eta bere bi seme-alabak (β Aquilae eta γ Aquilae) bere ama Zhi Nugandik (Vega) bananduak diren, ibaiaren (Esne Bidea) alderik urrunenean dagoena. Alabaina, urtean behin, txinatar eguzkilargi egutegiko hamazazpigarren hilabeteko hamazazpigarren egunean zubi bat egiten da eta hala, Niu Lang eta Zhi Nü elkarrekin egon daitezkeelarik denbora epe labur batez. Tanabata izeneko japoniar jaialdia, non Vega orihime bezala ezagutzen den, elezahar honetan oinarritzen da. Zoroastrismoan, Vega, batzuetan, Vanantekin lotzen da, bere izenak "konkistatzailea" esan nahi duen jainko txiki bat.
Ikus, gainera aldatu
Erreferentziak aldatu
- ↑ a b c d e van Leeuwen, F.. (2007ko azaroa). «Validation of the new Hipparcos reduction» Astronomy and Astrophysics 474 (2): 653–664. doi:. Bibcode: 2007A&A...474..653V..
- ↑ a b c d V* alf Lyr – Variable Star. in: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg.
- ↑ Samus, N. N.; Durlevich, O. V.. (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 1: 02025. Bibcode: 2009yCat....102025S..
- ↑ a b c d e f Yoon, Jinmi; Peterson, Deane M.; Kurucz, Robert L.; Zagarello, Robert J.. (2010eko urtarrila). «A New View of Vega's Composition, Mass, and Age» The Astrophysical Journal 708 (1): 71–79. doi:. Bibcode: 2010ApJ...708...71Y..
