ვიკიპედია

ვეგა

ვეგა, ასევე ცნობილი, როგორც ალფა ქნარი — ქნარის თანავარსკვლავედის ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავი, მეხუთე ყველაზე კაშკაშა ღამის ცაზე და მეორე ყველაზე კაშკაშა ცის ჩრდილოეთ ნახევარსფეროში, არქტურის შემდეგ. ასტრონომიული თვალსაზრისით, მდებარეობს მზესთან ახლოს, 25 სინათლის წლის მანძილზე; არქტურთან და სირიუსთან ერთად წარმოადგენს მზის ერთ-ერთ ყველაზე კაშკაშა ვარსკვლავს მზის სამეზობლოში.

ვეგა ასტრონომების მიერ კარგად არის შესწავლილი. ხშირად უწოდებენ მზის შემდეგ მეორე ყველაზე მნიშვნელოვან ვარსკვლავს ცაში.[1] დაახლოებით ძვ. წ. 12 000 წლისთვის, ვეგა ჩრდილოეთის პოლარული ვარსკვლავი იყო და ამ სტატუსს კვლავ დაიბრუნებს 13 727 წელს, როცა მისი დახრილობა +86°14'გახდება.[2] ვეგა პირველი ვარსკვლავი იყო მზის შემდეგ, რომელსაც ფოტო გადაუღეს და ასევე პირველი, რომლის სპექტრიც ჩაიწერეს.[3][4] გარდა ამისა, ვეგა ასევე ერთ-ერთი პირველი ვარსკვლავი იყო, რომლამდე მანძილიც პარალაქსის მეთოდით გაზომეს. ვეგას მოარგეს ფოტომეტრიული სიკაშკაშის კალიბრირების სტანდარტი. წარმოადგენდა ერთ-ერთ იმ ვარსკვლავს, რომელიც გამოიყენეს UBV ფოტომეტრიული სისტემის მნიშვნელობის განსაზღვრისთვის.

ვეგას ასაკი მზის ასაკის მხოლოდ მეათედს შეადგენს, მაგრამ გამომდინარე იქიდან, რომ მასით ჩვენს ვარსკვლავს 2,1-ჯერ აღემატება, მოსალოდნელია, რომ ის მზეზე ათჯერ ნაკლებ ხანს იცოცხლებს; ორივე ვარსკვლავი ამჟამად სასიცოცხლო ციკლის შუა პერიოდს უახლოვდება. ვეგას უჩვეულოდ დაბალი ოდენობით აქვს მაღალი ატომური ნომრის მქონე ელემენტები, მაგალითად, ჰელიუმი.[5] გარდა ამისა, ვეგა ცვალებადი ვარსკვლავია, ანუ მისი სიკაშკაშე ოდნავ იცვლება. საკუთარი ღერძის გარშემო საკმაოდ სწრაფად ბრუნავს — ეკვატორთან ეს მაჩვენებელი 274 კმ/წმ-ს შეადგენს. შედეგად, ცენტრიფუგული ძალის გამო, ის ეკვატორთან ამოზნექილია. ამ ფაქტის გამო, ვარსკვლავის ფოტოსფეროს მასშტაბით იცვლება ტემპერატურაც, რომელიც მაქსიმუმს პოლუსებთან აღწევს. დედამიწიდან, ვეგა მისი ერთ-ერთი პოლუსის მხრიდან ჩანს.[6]

ჭარბ ინფრაწითელ რადიაციაზე დაკვირვებით ირკვევა, რომ სავარაუდოდ, ვეგას მტვრის წრიულვარსკვლავური დისკო აქვს. ეს მტვერი მის გარშემო, ნარჩენების დისკოში მოძრავი ობიექტების შეჯახების შედეგად უნდა იყოს წარმოქმნილი; მზის სისტემაში ამის ანალოგს კოიპერის სარტყელი წარმოადგენს.[7] ვარსკვლავებს, რომლებსაც მტვრის გამო ჭარბი ინფრაწითელი რადიაცია აღენიშნებათ, ვეგას მსგავს ვარსკვლავებს უწოდებენ.[8]

ნომენკლატურა

რედაქტირება

ალფა ქნარი (α Lyrae) ვარსკვლავის ბაიერის აღნიშვნაა. ტრადიციული სახელი ვეგა მომდინარეობს არაბული სიტყვა ვაქის (wāqi‘) არასწორი ტრანსლიტერაციიდან და ნიშნავს „დაცემადს“.[9] 2016 წელს, ვარსკვლავების ზუსტი სახელების სტანდარტიზაციისა და და კატალოგიზაციის მიზნით, საერთაშორისო ასტრონომიულმა კავშირმა ვარსკვლავთა სახელებზე მომუშავე ჯგუფი (WGSN) შექმნა.[10] პირველი ბიულეტენი ჯგუფმა ივლისში გამოუშვა,[11] რომელშიც ამ ვარსკვლავის სახელად აღნიშნულია ვეგა.[12]

დაკვირვების ისტორია

რედაქტირება

ასტროფოტოგრაფია, ანუ ციურ სხეულთა ფოტოგრაფია სათავეს 1840 წელს იღებს, როცა ჯონ უილიამ დრაპერმა დაგეროტიპის გამოყენებით მთვარე გადაიღო. 1850 წლის 17 ივლისს, ვეგა პირველი ვარსკვლავი გახდა (მზის შემდეგ), რომელიც ფირზე აღბეჭდეს. ფოტო ასევე დაგეროტიპით, ჰარვარდის კოლეჯის ობსერვატორიიდან უილიამ ბონდმა და ჯონ ადამ ვიპლმა გადაიღეს. 1872 წლის აგვისტოში ჰენრი დრაპერმა პირველად გადაიღო ვარსკვლავის სპექტრი, როცა მან ფირზე ვეგა აღბეჭდა. გარდა ამისა, ის პირველი ადამიანი იყო, რომელმაც ვარსკვლავის სპექტრში შთანთქმის ხაზი გამოყო. მსგავსი ხაზები უკვე გამოვლენილი იყო მზის სპექტრში. 1879 წელს, ბრიტანელმა ასტრონომმა უილიამ ჰიუგენსმა ვეგას და მის მსგავს ვარსკვლავთა სპექტრი გამოიყენა, რათა გამოევლინა ამ ვარსკვლავური კატეგორიისთვის დამახასიათებელი თორმეტი „ძალიან ძლიერი ხაზი“. 1943 წლიდან, ვეგას სპექტრი გამოიყენება, როგორც ერთ-ერთი ყველაზე სტაბილური წერტილი, რომლის საფუძველზე ხდება სხვა ვარსკვლავთა კლასიფიცირება.

ვეგამდე მანძილის განსაზღვრა შესაძლებელია ფონური ვარსკვლავების მიმართ მისი პარალაქსური წანაცვლების გაზომვით; ეს წანაცვლება მზის გარშემო დედამიწის მოძრაობითაა გამოწვეული. ვარსკვლავის პარალაქსი პირველად ასტრონომმა ფრიდრიხ სტრუვემ გამოაქვეყნა, როცა მან განაცხადა, რომ ვეგასთვის ეს მაჩვენებელი 0.125 არკწამი იყო. სტრუვეს მონაცემებისადმი სკეპტიკურად იყო განწყობილი გერმანელი ასტრონომი ფრიდრიხ ვილჰელმ ბესელი. როდესაც მან ვარსკვლავური სისტემა 61 გედისთვის პარალაქსი 0.314″-ით შეაფასა, სტრუვემ გადახედა თავის შეფასებას ვეგასთან მიმართებაში და დაადგინა, რომ პარალაქსი თავდაპირველ შეფასებაზე თითქმოს ორჯერ მეტი იყო. ამ ცვლილებამ ეჭვქვეშ დააყენა სტრუვეს სხვა მონაცემებიც. შესაბამისად, იმ დროის ასტრონომთა უმეტესობამ, მათ შორის სტრუვემაც, პარალაქსის პირველ გამომქვეყნებლად ბესელი აღიარა. თუმცა, შემდეგ აღმოჩნდა, რომ სტრუვეს თავდაპირველი მონაცემები ახლოს არის ამჟამად აღიარებულთან, 0.129″. ეს მაჩვენებელი ევროპის კოსმოსური სააგენტოს (ESA) თანამგზავრმა Hipparcos-მა განსაზღვრა.

ვარსკვლავის სიკაშკაშე, როგორც ის დედამიწიდან ჩანს, იზომება სტანდარტული, ლოგარითმული სკალით. ვარსკვლავიერი სიდიდე არის რიცხობრივი შეფასება, რომელიც ვარსკვლავის სიკაშკაშის პარალელურად მცირდება. მაგალითად, შეუიარაღებელი თვალით ხილული ყველაზე მკრთალი ვარსკვლავების სიდიდე ექვსია, ყველაზე კაშკაშის — სირიუსის კი -1,46. ვარსკვლავიერი სიდიდის სტანდარტიზების მიზნით, ასტრონომებს არჩეული აქვთ ვეგა, რომლის სიდიდეც ტალღის ყველა სიგრძეში ნულს უდრის. გამომდინარე აქედან, მრავალი წლის განმავლობაში, ვეგას საფუძველზე ახდენდნენ აბსოლუტური ფოტომეტრიული სკალების კალიბრაციას. თუმცა, ახლა ასე აღარ ხდება, რადგან ნულის ტოლი ხილული ვარსკვლავიერი სიდიდე ამჟამად განისაზღვრება კონკრეტული სფეციფიკური დინების საფუძველზე. ეს მიდგომა ასტრონომთათვის გაცილებით ხელსაყრელია, რადგან ვეგა კალიბრაციისთვის ყოველთვის ხელმისაწვდომი არ არის.

ვარსკვლავის მაგნიტუდას (ვარსკვლავიერი სიდიდე) UBV ფოტოემტრიული სისტემით ზომავენ, ულტრაიისფერი, ლურჯი და ყვითელი ფილტრებით. ვეგა არის A-ტიპის მთავარი მიმდევრობის ერთ-ერთი ვარსკვლავი ექვსიდან, რომელსაც 1950-იან წლებში შემუშავებული ამ ფოტომეტრიული სისტემის თავდაპირველი მნიშვნელობის შეფასებისთვის იყენებდნენ. ამ ექვსი ვარსკვლავის მაგნიტუდის მნიშვნელობა იყო U − B = B − V = 0. სინამდვილეში, მაგნიტუდის სკალა ისე კალიბრირდებოდა, რომ ამ ვარსკვლავთა მაგნიტუდა ლურჯში, ყვითელსა და ულტრაიისფერში, შედიოდა ელექტრომაგნიტურ სპექტრში. შესაბამისად, ვეგას ამ ვიზუალურ რეგიონში აქვს შედარებით ბრტყელი ელექტრომაგნიტური სპექტრი — ტალღის სიგრძეები მერყეობს 350–850 ნანომეტრში, რისი უმეტესობაც ადამინის თვალისთვის ხილულია; შესაბამისად, დინების სიმკვრივეებიც დაახლოებით თანაბარია 2000–4000 იანსკი. თუმცა, ვეგას სიმკვრივე სწრაფად ეცემა ინფრაწითელში და 5 მიკრომეტრზე შეადგენს დაახლოებით 100 იანსკის.

1930-იან წლებში, ვეგას ფოტომეტრიული გაზომვები აჩვენებდა, რომ ვარსკვლავს დაბალი მაგნიტუდის ცვალებადობა ჰქონდა, დაახლოებით ±0.03 მაგნიტუდა. ცვალებადობის ეს დიაპაზონი ახლოს იყო იმ დროის დაკვირვებათა შესაძლებლობის საზღვრებთან, შესაბამისად, ვეგას ცვალებადობის საკითხი საკამათო იყო. 1981 წელს ვეგას ცვალებადობა კვლავ გაზომეს დევიდ დანლეპის ობსერვატორიაში; ცვალებადობის მაჩვენებელი ოდნავ განსხვავებული აღმოჩნდა. გამომდინარე აქედან, გაჩნდა ვარაუდი, რომ ვეგას ახასიათებდა პერიოდიულად დაბალი ამპლიტუდის პულსაციები, რაც ვარსკვლავ დელტა ფარის ტიპის ცვალებადთათვის. ეს არის ვარსკვლავების კატეგორია, რომლებიც შეთანხმებული ხასიათით ირხევიან, რაც ვარსკვლავთა ნათებაში განაპირობებს პერიოდულ პულსაციებს. მიუხედავად იმისა, რომ ვეგას ფიზიკური პროფილი კარგად ემთხვევა ამ ტიპის ცვალებადებისას, სხვა დაკვირვებებმა ასეთი ცვალებადობები არ აჩვენა. შესაბამისად, გაჩნდა მოსაზრება, რომ ცვალებადობა შეიძლება დაკვირვებებში არსებული სისტემური შეცდომების შედეგი ყოფილიყო. თუმცა, 2007 წლის ერთ-ერთი სამეცნიერო სტატია მიმოიხილავდა, ამ და სხვა შედეგებს და ასკვნიდა, რომ „აღნიშნული შედეგების კონსერვატიული ანალიზების შედეგები გვთავაზობს, რომ ვეგა დიდი ალბათობით არის 1-2% დიაპაზონის ცვალებადი, რომლის შესაძლო რხევითი მოძრაობები 4%-ს არ აღემატება“. გარდა ამისა, 2011 წლის სტატია ასევე ასკვნიდა, რომ მრავალწლიანი ეჭვი ვეგას ხვალებადობის შესახებ, საბოლოოდ დადასტურდა.

1979 წელს, ვეგა მთავარი მიმდევრობის პირველი ეული ვარსკვლავი გახდა მზის შემდეგ, რომელშიც რენტგენული გამოსხივება შენიშნეს. გარდა ამისა, 1983 წელს ვეგა ასევე პირველი ვარსკვლავი გახდა, რომელთანაც მტვრის დისკო აღმოაჩინეს. ინფრაწითელმა ასტრონომიულმა თანამგზავრმა (IRAS) ვარსკვლავიდან მომდინარე ჭარბი ინფრაწითელი რადიაცია აღმოაჩინა, რაც დაკავშირებულია მის გარშემო მოძრავი მტვრის გაცხელების შედეგად გამოყოფილ ენერგიასთან.

ხილვადობა

რედაქტირება

ჩრდილოეთ ნახევარსფეროს ზაფხულში, საღამოობით, ჩრდილოეთ განედებიდან ვეგა ხშირად ჩანს ზენიტის სიახლოვეს. საშუალო სამხრეთ განედებიდან ვეგას დანახვა შესაძლებელია სამხრეთ ნახევარსფეროს ზამთარში, ჩრდილოეთის ჰორიზონტის სიახლოვეს. გამომდინარე იქიდან, რომ ვეგას დახრილობა +38,78°-ია, მისი დანახვა შესაძლებელია მხოლოდ სამხრეთი 51°-ის ჩრდილოეთით არსებული განედებიდან. შესაბამისად, ის სრულებით არ ჩანს ანტარქტიდიდან ანდაც სამხრეთ ამერიკის სამხრეთი ნაწილიდან.

ყოველ ღამით, დედამიწის ბრუნვასთან ერთად, იცვლება ვეგას პოზიციაც. მაგრამ როცა ვარსკვლავი დედამიწის ბრუნვის ღერძის გასწვრივაა განლაგებული, იგი ერთ პოზიციას ინარჩუნებს და შესაბამისად, პოლარულ ვარსკვლავს უწოდებენ. დედამიწის ბრუნვის ღერძის მიმართულება დროთა განმავლობაში თანდათან იცვლება და ამ პროცესს ბუნიაობის დაზუსტებას უწოდებენ. დაზუსტების სრულ ციკლს 25 770 წელი სჭირდება. ამ დროის განმავლობაში, დედამიწის ბრუნვის პოლუსი ცის სფეროს წრიულ გზას მიუყვება და გადაკვეთს რამდენიმე გამორჩეულ ვარსკვლავს. ამჟამად პოლარული ვარსკვლავია პოლარისი, მაგრამ ძვ. წ. 12 000 წლისთვის პოლუსი ვეგადან მხოლოდ ხუთი გრადუსის მოშორებით იყო განთავსებული. დაზუსტების პროცესში, ახ. წ. დაახლოებით 14 000 წლისთვის, პოლუსი კვლავ გაივლის ვეგას სიახლოვეს.

ვეგა მდებარეობს საყოველთაოდ აღიარებული ასტერიზმის — ზაფხულის სამკუთხედის წვერზე, რომელიც ვეგას გარდა მოიცავს პირველი ვარსკვლავიერი სიდიდის კიდევ ორ ვარსკვლავს — არწივის თანავარსკვლავედის ალტაირსა და გედის თანავარსკვლავედის დენებს. ამ ფორმაციას სამკუთხედის ფორმა აქვს და ვეგა მის მარკვენა კუთხეზეა განთავსებული. სამკუთხედის სიახლოვეს მდებარეობს კიდევ რამდენიმე სხვა კაშკაშა ვარსკვლავი. ვეგა ყველაზე კაშკაშაა პოლარული ვარსკვლავის სიახლოვეს მდებარე ვარსკვლავთა შორის.

სქოლიო

რედაქტირება
  1. ↑ Gulliver, Austin F.; Hill, Graham; Adelman, Saul J. (1994), "Vega: A rapidly rotating pole-on star", The Astrophysical Journal 429 (2): L81–L84,
  2. ↑ Calculation by the Stellarium application version 0.10.2, http://www.stellarium.org. წაკითხვის თარიღი: 2009-07-28
  3. ↑ Barger, M. Susan; White, William B. (2000), The Daguerreotype: Nineteenth-Century Technology and Modern Science, JHU Press, p. 88, ISBN 0-8018-6458-5
  4. ↑ Barker, George F. (1887), "On the Henry Draper Memorial Photographs of Stellar Spectra", Proceedings of the American Philosophical Society 24: 166–172
  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 (3): 1039–1052,
  6. ↑ Peterson, D. M.; Hummel, C. A.; Pauls, T. A.; Armstrong, J. T. (2006), "Vega is a rapidly rotating star", Nature 440 (7086): 896–899, , PMID 16612375
  7. ↑ Su, K. Y. L.; Rieke, G. H.; Misselt, K. A.; Stansberry, J. A. (2005), "The Vega Debris Disk: A Surprise from Spitzer", The Astrophysical Journal 628 (1): 487–500,
  8. ↑ Song, Inseok; Weinberger, A. J.; Becklin, E. E.; Zuckerman, B. (2002), "M-Type Vega-like Stars", The Astronomical Journal 124 (1): 514–518,
  9. ↑ Glassé, Cyril (2008), The new encyclopedia of Islam, Reference, Information and Interdisciplinary Subjects Series (3rd რედ.), Rowman & Littlefield, p. 75, ISBN 0-7425-6296-4, https://books.google.com/books?id=D7tu12gt4JYC&pg=PA75
  10. ↑ IAU Working Group on Star Names (WGSN), International Astronomical Union, https://www.iau.org/science/scientific_bodies/working_groups/280/. წაკითხვის თარიღი: 22 May 2016
  11. ↑ Bulletin of the IAU Working Group on Star Names, No. 1, IAU Division C: Education, Outreach and Heritage (WGSN), July 2016, http://www.pas.rochester.edu/~emamajek/WGSN/WGSN_bulletin1.pdf. წაკითხვის თარიღი: 28 July 2016
  12. ↑ IAU Catalog of Star Names, IAU Division C: Education, Outreach and Heritage (WGSN), August 21, 2016, http://www.pas.rochester.edu/~emamajek/WGSN/IAU-CSN.txt. წაკითხვის თარიღი: 28 July 2016
მოძიებულია „https://ka.wikipedia.org/w/index.php?title=ვეგა&oldid=4238815“-დან