వికీపీడియా

వేగా నక్షత్రం

లైరా (Lyra) అనే నక్షత్రరాశిలో కనిపించే ప్రకాశవంతమైన నక్షత్రం వేగా. ఇది రాత్రిపూట ఆకాశంలో కనిపించే ఐదవ అత్యంత ప్రకాశవంతమైన నక్షత్రం. ఇది ఉత్తరార్ద గోళానికి సంబంధించిన నక్షత్రాలలో స్వాతి నక్షత్రం తరువాత రెండవ ప్రకాశవంతమైన నక్షత్రం. లేత నీలి-తెలుపు రంగులో ప్రకాశించే దీని దృశ్య ప్రకాశ పరిమాణం +0.03 నిరాపేక్ష ప్రకాశ పరిమాణం విలువ+0.58. ఇది భూమి నుంచి కేవలం 25 కాంతి సంవత్సరాల దూరంలో ఉంది. లైరా నక్షత్రరాశిలో కనిపించే ఈ నక్షత్రాన్ని బేయర్ నామకరణ పద్ధతిలో ‘Alpha Lyrae’ (α Lyr) గా సూచిస్తారు. తెలుగులో దీనిని ‘అభిజిత్’ నక్షత్రంగా వ్యవహరిస్తారు. ఖగోళ శాస్త్రవేత్తలచే విస్తృతంగా అధ్యయనం చేయబడిన ఈ నక్షత్రాన్ని సూర్యుని తరువాత ఆకాశంలో కనిపించే అత్యంత ముఖ్యమైన నక్షత్రంగా పరిగణిస్తారు.[17] వేగా క్రీ.పూ. 12,000 సంవత్సరంలో ధ్రువ నక్షత్రంగా ఉండేది. దీని డిక్లినేషన్ +86° 14′కు చేరుకున్నప్పుడు, అది క్రీ.శ. 13727 సంవత్సరంలో మళ్ళీ ధ్రువ నక్షత్రమవుతుంది.[18]

వేగా నక్షత్రం
మూస:Location mark
Location of Vega (circled)
Observation data
Epoch J2000.0      Equinox J2000.0
Constellation లైరా
Pronunciation /ˈviːɡə/[1][2][3] or /ˈveɪɡə/[2]
Right ascension  18h 36m 56.33635s[4]
Declination +38° 47′ 01.2802″[4]
Apparent magnitude (V) +0.026[5] (−0.02...+0.07[6])
Characteristics
Evolutionary stage మెయిన్ సీక్వెన్సీ స్టార్
Spectral type A0Va[7]
U−B color index 0.00[8]
B−V color index 0.00[8]
Variable type డెల్టా స్కుటీ (Delta Scuti) రకానికి చెందిన అస్థిర తార [6]
Astrometry
కోణీయ వేగం (Rv)−13.9±0.9[9] km/s
Proper motion (μ) RA: 200.94[4] mas/yr
Dec.: 286.23[4] mas/yr
Parallax (π)130.23 ± 0.36[4] mas
ఖగోళ దూరంసమాసంలో (Expression) లోపం: "[" అనే విరామ చిహ్నాన్ని గుర్తించలేకపోతున్నాను. ± సమాసంలో (Expression) లోపం: "[" అనే విరామ చిహ్నాన్ని గుర్తించలేకపోతున్నాను. ly
(సమాసంలో (Expression) లోపం: "[" అనే విరామ చిహ్నాన్ని గుర్తించలేకపోతున్నాను. ± సమాసంలో (Expression) లోపం: "[" అనే విరామ చిహ్నాన్ని గుర్తించలేకపోతున్నాను. pc)
Absolute magnitude (MV)+0.582[10]
Details
Mass2.135±0.074[11] M☉
Radius2.362–2.818[11] R☉
Luminosity40.12±0.45[11] L☉
Surface gravity (log g)4.1±0.1[12] cgs
Temperature9,602±180 [13] (8,152–10,060 K)[11][note 1] K
Metallicity [Fe/H]−0.5[13] dex
Rotational velocity (v sin i)20.48±0.11[11] km/s
Age455±13 [11] Myr
Other designations
Wega [14], Lucida Lyrae[15], Alpha Lyrae, α Lyrae, 3 Lyrae, BD+38°3238, GJ 721, HD 172167, HIP 91262, HR 7001, SAO 67174, LTT 15486[16]
Database references
SIMBADdata

పారలాక్స్ కొలతల ద్వారా దూరాన్ని అంచనా వేసిన మొదటి నక్షత్రాలలో ఇది ఒకటి. UBV ఫోటోమెట్రిక్ సిస్టమ్‌కు జీరో పాయింట్‌ని నిర్వచించడానికి ఉపయోగించే నక్షత్రాలలో ఇది ఒకటి.

నక్షత్ర పరిశీలన

మార్చు
 
వేసవి త్రిభుజం

వేగా నక్షత్రాన్ని వేసవి త్రిభుజం (Summer Triangle) లో భాగంగా సులభంగా గుర్తించవచ్చు. ఉత్తరార్ధ గోళంలో వున్న వారికి వేగా, శ్రవణా (అల్టాయిర్), దినేబ్ (Deneb) నక్షత్రాలు–ఈ మూడు అతి ప్రకాశవంతమైన నక్షత్రాలు, వేసవి కాలంలో (ముఖ్యంగా జూన్-నవంబరు వరకు) రాత్రిపూట ఆకాశంలో ఒక ఊహాత్మక త్రిభుజాన్ని ఏర్పరుస్తున్నట్లుగా కనిపిస్తాయి. [19]దీన్ని వేసవి త్రిభుజం (Summer Triangle) గా పేర్కొంటారు. ఈ మూడు నక్షత్రాలు వేర్వేరు నక్షత్ర రాశులకు చెందినప్పటికీ అవి మొదటి పరిమాణ నక్షత్రాలు కావడంతో వేసవి కాలపు రాత్రివేళలో ఈ త్రిభుజం స్పష్టంగా కనిపిస్తుంది. ఈ వేసవి త్రిభుజాన్ని గుర్తించడం ద్వారా, లేత నీలి-తెలుపు రంగులో వెలిగిపోతూ ఒక శీర్షంలో వున్న వేగా నక్షత్రాన్ని సులువుగా గుర్తుపట్టవచ్చు.

ఉత్తరార్ధగోళంలో వేసవి సాయంత్రం సమయంలో మధ్య-ఉత్తర అక్షాంశాలలో (mid-northern latitudes) వేగా నక్షత్రం, క్షితిజానికి బాగా ఎత్తులో కనిపిస్తుంది. [19] దక్షిణార్ధగోళంలో శీతాకాలంలో మధ్య-దక్షిణ అక్షాంశాలలో (mid-southern latitudes) వేగా, ఉత్తర క్షితిజానికన్నా తక్కువ ఎత్తులో కనిపిస్తుంది. 51° N కు ఉత్తర అక్షంశాల వద్ద, వేగా క్షితిజానికి పైనే ఉంటూ, ధ్రువ పరిభ్రమణ తార (circumpolar star) వలె ధ్రువ నక్షత్రం చుట్టూ నిరంతరం ప్రదిక్షణ చేస్తుంది. అప్పుడు దానికి అస్తమయం ఉండదు. జూలై 1 నాటికి, ఆ సమయంలో వేగా నక్షత్రం, పరిశిలకుని యొక్క మధాహ్నరేఖ (observer's meridian) ను దాటుతున్నప్పుడు అది అర్ధరాత్రి పరాకాష్ఠ (culmination) స్థాయికి చేరుకొంటుంది. అంటే అప్పుడు వేగా క్షితిజానికి గరిష్ఠ ఎత్తులో కనిపిస్తుంది. [20]

దృశ్యత (visibility)

మార్చు

వేగా నక్షత్రం ఉత్తరార్ధ గోళానికి చెందిన నక్షత్రం. ఉత్తరార్ధ గోళంలోని అన్ని ప్రాంతాలలోను స్పష్టంగా కనిపించే ఈ నక్షత్రం, భూమధ్యరేఖ నుండి మరింత దక్షిణంగా పోయే కొలదీ క్షితిజానికి దగ్గరగా కనిపించడం ప్రారంభమవుతుంది. అంటే క్షితిజం నుండి నక్షత్రం కనిపించే ఎత్తు స్థాయి క్రమేణా తగ్గిపోతూ వస్తుంది. సిద్ధాంతపరంగా వేగా నక్షత్రాన్ని చూడదానికి దృశ్య అక్షాంశ పరిమితి 51° 12' S . అందువలన 51° 12' S కు దక్షిణంగా వున్న అక్షాంశ ప్రాంతాల వారికి ఆకాశంలో వేగా నక్షత్రం కనిపించదు. ఉదాహరణకు ఇది అంటార్కిటికాలోను, చిలీలోని పుంటా అరేనాస్‌ (53° S) ప్రాంతంతో సహా దక్షిణ అమెరికాలోని దక్షిణాగ్ర ప్రాంతాలలో ఎక్కడా కనపడదు. దీనికి +38.78° దిక్పాతం (డిక్లినేషన్) ఉండటం వలన ఇది 51° 12' S అక్షంశానికి ఉత్తరంగా వున్న అక్షంశాలలోనే ఇది కనిపిస్తుంది. అంటే కేవలం 51° 12' S కు ఉత్తరంగా వున్న అక్షాంశ ప్రాంతాల వారికి మాత్రమే ఆకాశంలో వేగా నక్షత్రం కనిపిస్తుంది.

దీని దృశ్య అక్షాంశ పరిమితి 51° 12' S కావున 51° 12' S అక్షంశానికి ఉత్తరంగా వున్న ప్రాంతాలలోని పరిశీలకులకు వేగా క్షితిజానికి ఎగువన కనిపిస్తుంది. 51° 12' S అక్షంశం మీద ఉన్న ప్రాంతాలలో ఇది క్షితిజం మీదనే ఉన్నట్లు కనిపిస్తుంది. 51° 12' S అక్షంశానికి దక్షిణంగా వున్న పరిశీలకులకు వేగా నక్షత్రం క్షితిజానికి (horizon) ఎగువన కనిపించదు. అంటే దక్షిణ ధ్రువం నుండి 51° 12' S అక్షంశానికి మధ్య నున్న ప్రాంతాలవారికి తప్ప భూగోళంపై వున్న అన్ని ప్రాంతాలలోను వేగా నక్షత్రం కనిపిస్తుంది.

దీని దిక్పాతం సుమారుగా 38.78° అందువల్ల ఉత్తర ధ్రువం నుండి 38.78° అక్షాంశ పరిధిలోపల ఇది ధ్రువ పరిభ్రమణ తార అవుతుంది. అందువల్ల +51.22°కు ఉత్తరంగా వున్న అక్షాంశ ప్రాంతాలపై నుండి ఆకాశంలో చూస్తే వేగా నక్షత్రం ఖగోళ ఉత్తర ధ్రువం చుట్టూ పరిభ్రమిస్తున్నట్లు కనిపిస్తుంది. అంటే +51.22°కు ఉత్తరాన్న (i.e., 51° 12' N కు ఉత్తరాన్న) వేగా నక్షత్రం ధ్రువ పరిభ్రమణ తారగా (Circumpolar star) మాదిరిగా మన ధ్రువ నక్షత్రం చుట్టూ నిరంతరం ప్రదిక్షణ చేస్తుంది. అప్పుడు దానికి ఉదయించడం, అస్తమయం లాంటివి ఉండదు. అనగా +51.22°కు ఉత్తరాన్న అది ఎప్పటికీ అస్తమించదు, ఏడాది పొడవునా దానిని చూడవచ్చు. ఉదాహరణకు ఐర్లాండ్, లండన్ నగరం, రోటర్ డామ్ (నెదర్లాండ్), కోపెన్ హాగ్, గ్రీన్లాండ్ (డెన్మార్క్), బెర్లిన్ నగరం, బాల్టిక్ దేశాలు, బైలో రష్యా, మాస్కో, అలస్కా (USA) ప్రాంతాల నుండి చూసినపుడు ఈ వేగా నక్షత్రం ఖగోళ ఉత్తర ధ్రువం చుట్టూ పరిభ్రమిస్తున్నట్లు వుంటుంది. ఆయా ప్రాంతాలలో ఇది ఏడాది పొడుగునా కనిపిస్తూనే ఉంటుంది తప్ప ఎప్పటికీ అస్తమించదు.

దూరం

మార్చు

వేగా నక్షత్రం సూర్యునికి సమీపంగా వున్న నక్షత్రాలలో ఒకటి. ఇది సూర్యుని నుండి సుమారు 25 కాంతి సంవత్సరాల (7.7 parsecs) దూరంలో ఉంది.[21] అంటే వేగా నక్షత్రం నుండి కాంతి మనకు చేరడానికి 25 సంవత్సరాల కాలం పడుతుందని అర్ధం. అంటే ఇప్పుడు మనకు ఆకాశంలో కనిపిస్తున్న వేగా నక్షత్రం, నిజానికి 25 సంవత్సరాల క్రితం వేగా ఆకాశంలో ఎలా ఉండేదో ఆ స్థితిలో వున్న నక్షత్రం మాత్రమే మనకు కనిపిస్తున్నది అని అర్ధం. సిరియస్, ఆల్ఫా సెంటారై నక్షత్రాల వలె సూర్యుని పరిసరాలలో అతి ప్రకాశవంతంగా వెలిగే నక్షత్రాలలో వేగా కూడా ఒకటి.

భూమి సూర్యుని చుట్టూ తిరుగుతున్నప్పుడు నేపథ్యంలో కనిపించే నక్షత్రాలకు వ్యతిరేకంగా దాని పారలాక్స్ షిఫ్ట్‌ని కొలవడం ద్వారా వేగాకి దూరాన్ని నిర్ణయించవచ్చు. పారలాక్స్ కొలతల ద్వారా దూరాన్ని అంచనా వేసిన మొదటి నక్షత్రాలలో వేగా కూడా ఒకటి. వేగాకు పారలాక్స్ షిఫ్ట్ విలువను 0.125 ఆర్క్ సెకండ్ (0.125″) ఫ్రెడరిక్ G. W. వాన్ స్ట్రూవ్ మొదటిసారిగా అంచనా వేసాడు.[22] ఆ తరువాత హిప్పార్కస్ టెలీస్కోప్ శాటిలైట్ (Hipparcos astrometry satellite), వేగాకు పారలాక్స్ షిఫ్ట్ (దృష్టి విక్షేపణ విస్థాపనం) విలువను ఏడాదికి 0.129 ఆర్క్ సెకండ్ (0.129″) అని నిర్ధారించింది.[4][23][24] ఈ విలువ స్ట్రూవ్ ప్రకటించిన పారలాక్స్ షిఫ్ట్ అంచనాకు చాలా దగ్గరగా ఉంది.[25][26] దీన్ని ఆధారంగా చేసుకొని ఈ నక్షత్రం సూర్యుని నుండి 25.4 కాంతి సంవత్సరాల దూరంలో ఉందని నిర్ధారించడం జరిగింది.

భౌతిక ధర్మాలు

మార్చు

పరిమాణం-ద్రవ్యరాశి

మార్చు
 
సూర్యునితో పోలిస్తే వేగా (ఎడమ) సైజు

వేగా నక్షత్రం మెయిన్ సీక్వెన్స్ దశలో వున్న నక్షత్రం. ఇది సూర్యుని కంటే వ్యాసంలో సుమారుగా రెండున్నర రెట్లు పెద్దది. (2.5 D☉). ఘనపరిమాణంలో 13 రేట్లు పెద్దది. సూర్యుని కంటే దీని ధ్రువాల వద్ద వ్యాసం 2.362 రెట్లు, భూమధ్యరేఖ వద్ద వ్యాసం 2.818 రెట్లు పెద్దది. ద్రవ్యరాశిలో సూర్యుని కంటే సుమారు రెండు రెట్ల కంటే పెద్దది. (2.135 M☉). [27] వేగాకు వున్న అధిక ద్రవ్యరాశి కారణంగా, సూర్యుని కంటే చాలా వేగంగా దాని కోర్ భాగంలో వున్న హైడ్రోజన్ ఇంధనం దహించివేయబడుతుంది. హైడ్రోజన్హ నిల్వలు వేగంగా హరించుకుపోవడం వల్ల సూర్యునితో పోలిస్తే, వేగా నక్షత్రం మరింత త్వరగా మరణిస్తుంది. వేగా ధూళితో నిండిన డిస్క్‌ను కలిగి ఉంది.

ప్రకాశం

మార్చు
 
వేగా నక్షత్రం

భూమి మీద నుంచి చూస్తే ఆకాశంలో రాత్రిపూట కనిపించే నక్షత్రాలలో అత్యంత ప్రకాశవంతమైన నక్షత్రాలలో ఐదవది వేగా నక్షత్రం. (మొదటి నాలుగు సిరియస్, కానోపస్, ఆల్ఫా సెంటారై, స్వాతి) ఇది ఉత్తరార్ధగోళంలో రెండవ ప్రకాశవంతమైన నక్షత్రం (స్వాతి తర్వాత). కేవలం 25 కాంతిసంవత్సరాల సమీపంలో వున్న దీని సామీప్యత (proximity), తేజస్సు (సూర్యుని కంటే సుమారు 40 రెట్లు ఎక్కువ) రెండూ వేగా నక్షత్రాన్ని ఆకాశంలో అత్యంత ప్రకాశవంతమైన నక్షత్రాలలో ఒకటిగా చేసాయి.

ఇది మొదటి పరిమాణ (First-magnitude) నక్షత్రం కావడంతో షాధారణ కంటికి కూడా స్పష్టంగా, కాంతివంతంగా కనిపిస్తుంది. దీని (దృశ్య) ప్రకాశం పరిమాణం +0.03. ఈ విధంగా ధనాత్మక దృశ్య పరిమాణ విలువలు గల ఉజ్వల నక్షత్రాలలో వేగా మొదటిది. దీని నిరాపేక్ష ప్రకాశ పరిమాణం విలువ +0.58 అంటే వేగా నక్షత్రాన్ని భూమి నుంచి 10 parsec నియమిత దూరంలో వుంచినపుడు దాని ప్రకాశ పరిమాణం విలువ +0.58

వేగా కూడా ఒక అస్థిర తార (Variable star). దీని ఉష్ణోగ్రతలో హెచ్చు తగ్గులేర్పడి, దాని ప్రకాశ పరిమాణంలో మార్పు వస్తూ ఉంటుంది. అందువలన దీని ప్రకాశం కొద్దిగా మారుతూ ఉంటుంది. సాధారణంగా +0.03 గా వున్న ఈ నక్షత్ర ప్రకాశ పరిమాణం 2.57 గంటల వ్యవధిలో -0.02 నుండి +0.07 వరకు మారుతుంది. అయితే వేగాను డెల్టా స్కుటీ (Delta Scuti) రకానికి చెందిన వేరియబుల్ స్టార్ అని ఊహిస్తున్నారు.[28] కానీ అది ఇంకా ధ్రువీకరించబడలేదు. ఒకవేళ వేగా నక్షత్రం, డెల్టా స్కుటీ రకపు అస్థిర తార అయితే దాదాపు 2.57 గంటల వ్యవధితో వున్న డెల్టా స్కూటి రకం కావచ్చు.[29]

కాలానుగుణంగా దృశ్య ప్రకాశంలో మార్పులు

మార్చు

ప్రస్తుతం మనకు ఆకాశంలో రాత్రిపూట కనిపించే అత్యంత ప్రకాశవంతమైన నక్షత్రాలలో మొదటిది సిరియస్. ఐదవ స్థానం వేగా నక్షత్రానిది. అయితే కొన్ని సమయాలలో సిరియస్ కన్నా ఇతర నక్షత్రాలు మన సౌరవ్యవస్థకు దగ్గరగా వచ్చినపుడు ఆయా ప్రత్యేక కాలాల్లో మాత్రమే అవి ప్రకాశవంతంగా కనిపిస్తాయి. రాబోయే 2,10,000 సంవత్సరాల వరకు సిరియస్ నక్షత్రమే మనకు కనిపించే అత్యంత ప్రకాశమైన నక్షత్రంగా కొనసాగుతూ వుంటుంది. ఆ తరువాత దాని ప్రకాశవంతమైన స్థానాన్ని వేగా ఆక్రమిస్తుంది. అంటే 2,10,000 సంవత్సరాల తరువాత, వేగా రాత్రిపూట ఆకాశంలో కనిపించే అత్యంత ప్రకాశవంతమైన నక్షత్రం అవుతుంది. 2,90,000 సంవత్సరాల నాటికి -0.81 దృశ్య ప్రకాశం పరిమాణంతో, వేగా ప్రకాశంలో గరిష్ఠ స్థాయికి (peak stage) చేరుకుంటుంది. అప్పుడది మనకు 17.2 కాంతి సంవత్సరాల సమీపంలోకి వస్తుంది. 4,80,000 సంవత్సరాల నాటికి వేగా యొక్క అత్యంత ప్రకాశవంతమైన నక్షత్ర స్థానాన్ని కానోపాస్ నక్షత్రం ఆక్రమిస్తుంది.

అత్యంత ప్రకాశవంతమైన నక్షత్రంగా వేగా యొక్క చారిత్రిక స్థానం
నక్షత్రం ప్రారంభ సంవత్సరం ముగింపు సంవత్సరం గరిష్ఠ ప్రకాశానికి చేరు సంవత్సరం గరిష్ఠ దృశ్య ప్రకాశ పరిమాణం గరిష్ఠ ప్రకాశంలో వున్నప్పుడు దాని దూరం (కాంతి సంవత్సరాలు) ప్రస్తుత దూరం (కాంతి సంవత్సరాలు) ప్రస్తుత ప్రకాశం పరిమాణం
సిరియస్ (ప్రస్తుతం) -90,000 +2,10,000 +60,000 -1.64 7.8 8.6 -1.46
వేగా +2,10,000 +4,80,000 +2,90,000 -0.81 17.2 25.04 +0.03
కానోపస్ +4,80,000 +9,90,000 +4,80,000 -0.40 346 310 +-0.72

ఉష్ణోగ్రత

మార్చు

వేగా నక్షత్రం యొక్క ఉపరితల ఉష్ణోగ్రత సుమారు 9602° K. సూర్యుని ఉపరితల ఉష్ణోగ్రత (5780° K) కన్నా దీని ఉపరితల ఉష్ణోగ్రత ఎక్కువగా ఉండటం వల్ల, సూర్యునితో పోలిస్తే దీని ఉపరితలం సాపేక్షంగా వేడిగా ఉంటుంది. అయితే దీని కరోనా అంతర్భాగంలో ఉష్ణోగ్రత అనేక మిలియన్ల డిగ్రీల వరకు ఉంది. ఈ నక్షత్రం యొక్క బాహ్య పొరలలో జరుగుతున్న ఉష్ణ సంవాహనాలకు, దీని వేగవంతమైన భ్రమణం (236 కిమీ/సె) కూడా తోడవడం వల్ల ఈ అత్యధిక ఉష్ణోగ్రతలు ప్రజ్వరిల్లుతున్నాయి. అంతర్భాగంలో జ్వలించే అత్యధిక ఉష్ణోగ్రతల వల్ల వేగా నక్షత్రం ఎక్స్-రే కిరణాలను వెలువరిస్తుంది. వేగా ఒక ఎక్స్-రే ఉద్గారిణి (emittor). సూర్యుని మినహాయిస్తే ఒక ఎక్స్-రే ఉద్గారిణిగా మనకు తెలిసిన మొదటి ఒంటరి మెయిన్ సీక్వెన్స్ నక్షత్రం వేగాయే.[30] ఈ నక్షత్రపు వేడికి దీని కక్ష్యలోని ధూళి వేడెక్కి మరింత శక్తి విడుదలైన కారణంగా, వేగా అధిక ఇన్ఫ్రారెడ్ రేడియేషన్ (పరారుణ వికిరణం) ను వెలువరిస్తున్నది.[31]

దీప్యత (Luminosity)

మార్చు

సూర్యుని సమీపంలో గల సిరియస్ (25), స్వాతి (113) ల మాదిరి అత్యంత తేజస్సు గల నక్షత్రాలలో వేగా నక్షత్రం కూడా ఒకటి. సాధారణ కంటితో చూస్తున్నప్పుడు, వేగా నక్షత్రం సూర్యుని కంటే 40 రెట్లు ఎక్కువగా దేదీప్యమానంతో వెలుగుతూ ఉంటుంది. అంటే 1 సెకండులో వేగా సూర్యుని కంటే 40 రెట్లు అధిక శక్తిని ఉత్పత్తి చేస్తుంది. ఇంతటి అంతర్గత దీప్తితో వున్న వేగా నక్షత్రం భూమికి సమీపంగా (కేవలం 25 కాంతి సంవత్సరాల దూరం) ఉండటం వలన మనకంటికి ఉజ్వలంగా ప్రకాశిస్తూ కనిపిస్తుంది. అయితే ఇతర ముఖ్య ఖగోళ వస్తువులతో పోలిస్తే దీని దీప్యత చాలా తక్కువగానే ఉంది. ఉదాహరణకు రెండవ అత్యంత ప్రకాశవంతమైన నక్షత్రం కానోపస్, సూర్యుని కంటే సుమారుగా 13,600 రెట్లు ఎక్కువ దేదీప్యమానంగా ఉంటుంది. అదేవిధంగా చిత్రా, దినేబ్, జేష్టా, రీగల్ నక్షత్రం, ఆర్ద్రా (Betelgeuse) వంటి ప్రముఖ నక్షత్రాలు సూర్యుని కంటే వరుసగా 12100, 54000, 65000, 66000, 105000 రెట్లు అత్యధికంగా దేదీప్యమానంగా వెలుగిపోతూ ఉంటాయి. ఈ నక్షత్ర ప్రకాశమానం ఒకే విధంగా ఉందనుకొంటే, దీని దృశ్య తేజస్సు సూర్యుని కంటే సుమారు 57 రెట్లు ఎక్కువ.[12]

అయస్కాంతక్షేత్రం

మార్చు

స్పెక్ట్రోపోలారిమెట్రీని ఉపయోగించి, ఫ్రాన్స్ లోని పిక్ డు మిడి అబ్జర్వేటరీకి చెందిన ఖగోళ శాస్త్రవేత్తల బృందం వేగా ఉపరితలంపై అయస్కాంత క్షేత్రాన్ని గుర్తించింది. స్పెక్ట్రల్ A-తరగతి యొక్క రసాయనికంగా విచిత్రమైన నక్షత్రాలను (chemically peculiar stars) Ap నక్షత్రాలని వ్యవహరిస్తారు. ఇవి సాధారణంగా A-తరగతి నక్షత్రాల కంటే బలమైన అయస్కాంత క్షేత్రాలను కలిగి ఉంటాయి. అయితే రసాయనికంగా విచిత్రమైన నక్షత్రం కానటువంటి, స్పెక్ట్రల్ A-తరగతికి చెందిన నక్షత్రంపై అయస్కాంత క్షేత్రాన్ని గుర్తించడం ఇదే మొదటిసారి. ఈ అయస్కాంత క్షేత్రంలో బలరేఖలు సగటున −0.6 ± 0.3 గౌస్ (G) బలాన్ని కలిగి ఉన్నాయి.[32] ఇది సూర్యునిపై ఉండే సగటు అయస్కాంత క్షేత్రంతో పోల్చదగినది.[33] సూర్యుని 1 G తో పోలిస్తే, వేగాకు దాదాపు 30 G అయస్కాంత క్షేత్రాలున్నట్లు తెలిసింది.[30] 2015లో, వేగా నక్షత్రం ఉపరితలంపై ప్రకాశవంతమైన నక్షత్రమచ్చలు కనుగొనబడ్డాయి. అయితే ఒక సాధారణ A-రకపు నక్షత్రంపై నక్షత్రమచ్చలు కనుగొనడం ఇదే మొదటిసారి. ఈ లక్షణాలు 16.3 గంటల వ్యవధితో కూడిన భ్రమణ మాడ్యులేషన్‌కు రుజువుగా ఉంటాయి.[32]

భ్రమణం

మార్చు

వేగా నక్షత్రం కూడా సూర్యుని మాదిరిగా తన చుట్టూ తాను భ్రమణం చేస్తూ వుంటుంది. ఈ నక్షత్రం ప్రతి 12.5 గంటలకు ఒకసారి, తనచుట్టూ తాను తిరుగుతుంది.[34] అంటే చాలా వేగంగా భ్రమణాన్ని చేస్తుంది. దీని భ్రమణ వేగం దీని భూమధ్యరేఖ (equator) వద్ద 236 కిమీ/సెగా ఉంది. భ్రమణ కాలం 12.5 గంటలు అంటే దీని భ్రమణం సూర్యుని (27 రోజులు) కంటే చాలా వేగంగాను, జూపిటర్ (9.56 గంటలు), శని (10.34 గంటలు) గ్రహాల కంటే కాస్త నెమ్మదిగా ఉంటుంది. ఆ కారణంగా, వేగా నక్షత్రం ఆ రెండు గ్రహాల మాదిరిగానే తన భూమధ్యరేఖ వద్ద గణనీయంగా ఉబ్బుతుంది. సాపేక్షకంగా ఇంత ఎక్కువ వేగం (12.5 గంటలు చొప్పున) తో భ్రమణం చేయడం వల్ల, దీని భూమధ్యరేఖ కాస్త ఉబ్బెత్తుగా ఉంటుంది. అందువలనే భూమధ్యరేఖ వద్ద వ్యాసం, ధ్రువాల వద్ద వ్యాసం కంటే 19% పెద్దదిగా ఉంది. దీని కారణంగా, దీని ధ్రువ ప్రాంతాలు దాదాపు 10,000 °K ఉష్ణోగ్రతను కలిగి ఉంటాయి, అయితే భూమధ్యరేఖ వద్ద ఉష్ణోగ్రత దాదాపు 8,152 °K ఉంటుంది. భూమిపై నుంచి మనం, ఈ ధ్రువాల దిశ నుండి వేగాని గమనిస్తాము. [27]

నక్షత్ర గమనం

మార్చు

రేడియల్ వేగం

మార్చు

రేడియల్ వేగం, అంటే ఒక నక్షత్రం సూర్యుని వైపు ప్రయాణించే వేగం. ఇది ధనాత్మక విలువైతే నక్షత్రం, సూర్యుడు రెండూ ఒకదానికొకటి దూరంగా కదులుతున్నాయని అర్ధం. రుణాత్మకమైతే రెండు నక్షత్రాలు ఒకదానికొకటి సమీపిస్తున్నాయని అర్ధం. వేగా యొక్క రేడియల్ వేగం -13.9 కిమీ/సెకనుకు ఉంటుంది. అంటే వేగా నక్షత్రం, సూర్యుడు ఒకదానికొకటి సమీపిస్తున్నాయి. అంటే మన సౌర కుటుంబం 13.9 కిమీ/సెకను వేగంతో వేగా నక్షత్రం వైపు కదులుతుంది. దీనినిబట్టి భూమి వేగా నక్షత్రం వైపు ప్రయాణిస్తోంది అని చెప్పవచ్చు. మరో విధంగా చెప్పాలంటే అంతరిక్షంలో మనం (భూమి, సౌరకుటంబం) ప్రయాణించే దిశను వేగా సూచిస్తుంది.

సరైన కదలిక (Proper motion)

మార్చు

ఇది ఖగోళంలో వాస్తవంగా కదలుతున్న ఒక నక్షత్రం యొక్క దృశ్య కదలిక. వేగా నక్షత్రం యొక్క ప్రొపర్ మోషన్ సాపేక్షంగా చిన్నదే అయినప్పటికీ కచ్చితమైన ఖగోళ పద్ధతులను ఉపయోగించి కొలవవచ్చు. యూరోపియన్ స్పేస్ ఏజెన్సీ యొక్క గియా మిషన్ 2013 నుండి డేటా ప్రకారం, వేగా యొక్క ప్రొపర్ మోషన్ RA: 200.94 mas/yr, Dec: 286.23 mas/yr గా ఉంది. అంటే వేగా కుడి ఆరోహణ దిశలో సంవత్సరానికి సుమారుగా 0.12 ఆర్క్ సెకన్లు, దిక్పాత దిశలో సంవత్సరానికి -0.06 ఆర్క్ సెకన్లు సరైన కదలికను కలిగి ఉంది. దీని అర్థం వేగా భూమి నుండి చూస్తే ప్రతి సంవత్సరం తూర్పు వైపు కొద్దిగా, కొంచెం దక్షిణం వైపు కదులుతున్నట్లు కనిపిస్తుంది. వేగా యొక్క ప్రొపర్ మోషన్ చాలా చిన్నది, కంటితో ఏ మాత్రం గుర్తించలేనిది అయినప్పటికీ అనేక వేల సంవత్సరాల తరువాత, ఈ చిన్న కదలికలు క్రమేణా పెరుగుతూ వచ్చి ఆకాశంలో ఆ నక్షత్రం యొక్క దృశ్య స్థితిలో గణనీయమైన మార్పులకు దారితీస్తాయి. వేగా యొక్క నికర సరైన కదలిక 327.78 mas/yr, దీని ఫలితంగా వేగా స్థానంలో ప్రతి 11,000 సంవత్సరాలకు ఒక డిగ్రీ కోణీయ కదలిక వస్తుంది.

పరిశీలనా చరిత్ర

మార్చు

ఆధునిక కాలంలో, సూర్యుని తరువాత ఫోటో తీయబడిన మొదటి నక్షత్రం వేగా.[35] [36] 1850, జూలై 17 వ తేదీన హార్వర్డ్ కాలేజ్ అబ్జర్వేటరీలో విలియం బాండ్ ఆస్ట్రానమర్, జాన్ ఆడమ్స్ విప్లే (Bond and John Adams Whipple) అనే ఆస్ట్రో-ఫోటోగ్రాఫర్ లు, 15-అంగుళాల రిఫ్రాక్టర్‌ని ఉపయోగించి డాగ్యురోటైప్ (daguerreotype) ప్రక్రియ ద్వారా వేగా నక్షత్రాన్ని ఫోటో తీశారు.[14] [35][37] 1872లో మొట్ట మొదటి స్పెక్ట్రోగ్రాఫిక్ చిత్రం (image) తీయడానికి కూడా వేగా నక్షత్రమే ఎంపిక చేయబడింది. 1872 ఆగస్టులో, హెన్రీ డ్రేపర్ వేగా నక్షత్రపు స్పెక్ట్రమ్ ను ఫోటో తీశాడు, ఇది ఒక నక్షత్రపు స్పెక్ట్రమ్ లో శోషణ రేఖలను తొలిసారిగా చూపించిన చిత్రం.[38] సూర్యుని వర్ణపటంలో కూడా రేఖలు పంక్తులు ఇప్పటికే గుర్తించబడ్డాయి.[39] 1879లో, విలియం హగ్గిన్స్, వేగా యొక్క స్పెక్ట్రా, అలాంటి నక్షత్రాల ఛాయాచిత్రాలను ఉపయోగించి, ఈ నక్షత్ర వర్గానికి సంబంధించిన పన్నెండు "చాలా బలమైన రేఖల" సమితిని గుర్తించే ప్రయత్నం చేసాడు. ఇవి తరువాత హైడ్రోజన్ బామర్ శ్రేణి నుండి రేఖలుగా గుర్తించబడ్డాయి.[40] 1943 నుండి ఈ నక్షత్రం యొక్క స్పెక్ట్రం, నక్షత్రాలను వర్గీకరించే స్థిరమైన యాంకర్ పాయింట్‌లలో ఒకటిగా పనిచేస్తున్నది.[41]

వేగా నక్షత్రాన్ని ఆధారరేఖగా తీసుకొని గతంలో ఫోటోమెట్రిక్ బ్రైట్‌నెస్ స్కేల్‌ను నిర్ణయించేవారు.[42] గతంలో మాగ్నిట్యూడ్ స్కేల్‌ను ప్రామాణీకరించడంకోసం, ఖగోళ శాస్త్రవేత్తలు అన్ని తరంగదైర్ఘ్యాల వద్ద ప్రకాశ పరిమాణ (మాగ్నిట్యూడ్) విలువను సున్నాగా తీసుకోవడానికి వేగాని ఎంచుకున్నారు. అందువల్ల అనేక సంవత్సరాల పాటు, వేగా నక్షత్రం సంపూర్ణ ఫోటోమెట్రిక్ బ్రైట్‌నెస్ స్కేల్‌ క్రమాంకనం కోసం బేస్‌లైన్‌గా ఉపయోగించబడింది. అయితే క్రమాంకనం కోసం వేగా ఎల్లప్పుడూ అందుబాటులో ఉండకపోవడంతో పాటుగా దీని ప్రకాశంలో కూడా తేడా ఉంటుంది.[43], కనుక ఈ వేగా ద్వారా ఫోటోమెట్రిక్ బ్రైట్‌నెస్ స్కేల్‌ను కొలిచే పద్ధతిని పక్కనబెట్టి, ప్రస్తుతం మాగ్నిట్యూడ్ జీరో పాయింట్ ను మరింత స్పష్టంగా ఒక నిర్దిష్ట అభివాహ (flux) సంఖ్య పరంగా నిర్వచిస్తున్నారు. ఈ విధానం ఖగోళ శాస్త్రవేత్తలకు మరింత సౌకర్యవంతంగా ఉంటుంది.

UBV ఫోటోమెట్రిక్ సిస్టమ్‌కు జీరో పాయింట్‌ని నిర్వచించడానికి ఉపయోగించే నక్షత్రాలలో ఇది ఒకటి. UBV ఫోటోమెట్రిక్ సిస్టమ్ ద్వారా నక్షత్రాల ప్రకాశం పరిమాణాన్ని కొలుస్తారు. ఇందులో అతినీలలోహిత, నీలం, పసుపు ఫిల్టర్‌లను ఉపయోగించి, U, B, V విలువలను చూపడం ద్వారా తారల ప్రకాశం పరిమాణం కొలవబడుతుంది. ఈ ఫోటోమెట్రిక్ సిస్టమ్ 1950లలో ప్రవేశపెట్టబడినప్పుడు దాని ప్రారంభ సగటు విలువలను సెట్ చేయడానికి ఉపయోగించిన ఆరు A0V నక్షత్రాలలో వేగా కూదా ఒకటి. ఈ ఆరు నక్షత్రాల సగటు మాగ్నిట్యూడ్‌లు ఇలా నిర్వచించబడ్డాయి: U - B = B - V = 0. ఫలితంగా ఈ నక్షత్రాల యొక్క ప్రకాశ పరిమాణం, స్పెక్ట్రమ్ (విద్యుదయస్కాంత వర్ణపటం) లోని పసుపు, నీలం, అతినీలలోహిత భాగాలలో ఒకే విధంగా ఉండేలా బ్రైట్ నెస్ మాగ్నిట్యూడ్ స్కేల్ క్రమాంకనం చేయబడింది.[44] అందువలన, దృశ్య అవధి (350–850 నానోమీటర్ల తరంగదైర్ఘ్య పరిధిలో వున్న visual region) ప్రాంతంలో, వేగాకు సాపేక్షంగా ఫ్లాట్ స్పెక్ట్రమ్ ఉంటుంది. దీనిలో ఎక్కువ భాగాన్ని మన కంటితో కూదా చూడవచ్చు. కాబట్టి ఫ్లక్స్ సాంద్రతలు కూదా దాదాపు సమానంగా ఉంటాయి; 2,000–4,000 Jy (jansky).[45] అయినప్పటికీ, వేగా యొక్క ఫ్లక్స్ సాంద్రత ఇన్‌ఫ్రారెడ్‌లో వేగంగా పడిపోతుంది. 5 మైక్రోమీటర్ల తరంగదైర్ఘ్యం వద్ద ఫ్లక్స్ సాంద్రత 100 Jy కు దగ్గరగా ఉంటుంది.[46]

1979లో వైట్ సాండ్స్ క్షిపణి శ్రేణి నుండి ఏరోబీ 350 (Aerobee 350) పై ప్రయోగించిన ఇమేజింగ్ ఎక్స్-రే టెలిస్కోప్ నుండి గమనించినప్పుడు, వేగా ఒక ఎక్స్-రే ఉద్గారిణి (emittor) అని తెలిసింది. సూర్యుని మినహాయిస్తే ఒక ఎక్స్-రే ఉద్గారిణిగా మనకు తెలిసిన మొదటి ఒంటరి మెయిన్ సీక్వెన్స్ నక్షత్రం వేగాయే.[30] ధూళితో నిండిన డిస్క్‌ను కలిగి ఉన్న మొదటి నక్షత్రంగా వేగాను 1983 లో గుర్తించారు. ఇన్‌ఫ్రారెడ్ ఆస్ట్రోనామికల్ శాటిలైట్ (IRAS), వేగా నక్షత్రం నుండి వెలువడుతున్న అధిక ఇన్‌ఫ్రారెడ్ రేడియేషన్‌ను కనుగొంది. ఈ నక్షత్రం తన కక్ష్యలోని ధూళిని వేడి చేయడం ద్వారా విడుదలయ్యే అధిక శక్తి కారణంగా ఈ ఇన్ఫ్రారెడ్ రేడియేషన్ (పరారుణ వికిరణం) వెలువడి ఉండవచ్చు.[31]

నిర్మాణం

మార్చు

సాధారణంగా ఖగోళ శాస్త్రంలో, హీలియం కంటే ఎక్కువ పరమాణు సంఖ్యలు ఉన్న మూలకాలను “బరువైన లోహాలు/ బరువైన మూలకాలు” అని పిలుస్తారు. సూర్యుని వాతావరణంలో సమృద్ధిగా వున్న భారీ మూలకాలలో కేవలం 32% మాత్రమే వేగా నక్షత్రపు ఫోటోస్పియర్ యొక్క లోహత్వం (metallicity) లో ఉన్నాయి. [47] అంటే సూర్యునితో పోలిస్తే వేగా నక్షత్రంలో 32% లోహత్వం ఉంది. లోహత్వం ఒక్కో నక్షత్రానికి ఒక్కో విధంగా ఉంటుంది. ఉదాహరణకు సిరియస్ నక్షత్రానికి సూర్యునితో పోలిస్తే మూడు రెట్లు అంటే 300% లోహత్వం ఉంది. లోహత్వం తక్కువగా ఉంటే బరువైన లోహాలు తక్కువగా ఉన్నట్లు లెక్క. వేగాలో కేవలం 0.54% మాత్రమే హీలియం కంటే బరువైన లోహాలు ఉన్నాయి. ఇంత తక్కువ లోహత్వం వున్న కారణంగా వేగా నక్షత్రం ఏర్పడి చాలా కాలం అయివుండాలి. 500-800 బిలియన్ సంవత్సరాల క్రితం అసాధారణరీతిలో దాదాపు లోహత్వ రహితంగా వున్న అంతర నక్షత్ర వాయువు ధూళి (Interstellar Gas & dust) మాధ్యమం నుంచి వేగా నక్షత్రం ఏర్పడిందని ఈ రసాయన విశిష్టత సూచిస్తుంది

వయస్సు

మార్చు

సూర్యుడు, వేగా రెండూ మెయిన్ సీక్వెన్స్ దశ (Main sequence) లో ఉన్నప్పటికీ, వేగా సూర్యుని కంటే వయస్సులో చాలా చిన్నది (సూర్యుని వయస్సులో పదవ వంతు). ప్రస్తుతం సూర్యుని వయస్సు 455 కోట్ల సంవత్సరాలు కాగా వేగా నక్షత్రం వయస్సు సుమారు 45.5 కోట్ల సంవత్సరాలు.[11] అంటే సూర్యునితో పోలిస్తే వేగా చాలా యువ నక్షత్రం (Young star) క్రింద లెక్క. ప్రస్తుతం వేగా, దాని నక్షత్ర జీవితంలో ప్రధాన శ్రేణి (Main sequence) దశలో ఉంది. ఈ దశలో నక్షత్రాలు, తన కోర్ (కేంద్రకం) లో వున్న హైడ్రోజన్‌ ఇంధనాన్ని స్యూక్లియర్ ఫ్యూజన్ ద్వారా హీలియంగా మారుస్తూ, అపారమైన శక్తిని కాంతి రూపంలో వెలువరిస్తూ ప్రకాశంగా వెలుగుతాయి. ఈ మెయిన్ సీక్వెన్స్ దశను పూర్తి చేయడానికి వేగా యువ నక్షత్రానికి (Young star) మరో 65 కోట్ల సంవత్సరాలు పట్టవచ్చని అంచనా.

చివరి దశ

మార్చు

ప్రస్తుతం వేగా, సూర్యుని మాదిరిగానే దాని నక్షత్ర జీవితంలో మెయిన్ సీక్వెన్స్ దశలో ఉంది. సూర్యుని మాదిరిగానే, వేగా కూడా దాని నక్షత్ర జీవిత చక్రం యొక్క మధ్య బిందువుకు సమీపంలో ఉంది. అంటే ఈ రెండూ నక్షత్రాలు, ఇప్పటికే తమ మెయిన్ సీక్వెన్స్ జీవితాల్లో సగానికి (సుమారు 45%) చేరుకున్నాయి, సూర్యుడు మరో 550 కోట్ల సంవత్సరాలలో రెడ్ జెయింట్‌గా మారుతాడు. కానీ వేగా మాత్రం మరో 55 కోట్ల సంవత్సరాలలోనే M-రకం రెడ్ జెయింట్‌గా మారుతుంది, ఒక నక్షత్రం రెడ్ జెయింట్‌గా మారుతుంటే అది మరణిస్తున్నట్లే లెక్క. అంటే సూర్యునితో పోలిస్తే వేగా నక్షత్రం మరింత త్వరగా మరణిస్తుంది, ఎందుకంటే వేగాకు వున్న భారీ ద్రవ్యరాశి కారణంగా దాని శక్తి మరింత త్వరగా ఖర్చయిపోతుంది.

సూర్యుని మెయిన్ సీక్వెన్స్ జీవితకాలం సుమారుగా 1000 కొట్ల సంవత్సరాలని అంచనా. దీని మెయిన్ సీక్వెన్స్ జీవితకాలం సూర్యునిలో పదవ వంతు అంటే సుమారుగా ఒక 100 కోట్ల సంవత్సరాలు.[48] దీని ప్రకారం వేగా నక్షత్రం పూర్తి జీవితకాలం 100 కోట్ల సంవత్సరాలైనపుడు, ప్రస్తుత వయస్సు 45 కోట్లు సంవత్సరాలు కాబట్టి, ఇంకొక 55 కోట్ల సంవత్సరాల తర్వాత, దాని కేంద్రకం (Core) లో వున్న హైడ్రోజన్‌ పూర్తిగా దహించబడి ఖాళీ అయిపోతుంది. దానితో కోర్ భాగం కుచించుకుపోతూ, బాహ్య కర్పరం (outer shell) విస్తరిస్తుంది. వేగా సూర్యుని కంటే చాలా పెద్ద పరిమాణంలో ఉండటమే [49] కాక అధిక తేజస్సుతో ఉంటుంది. అలా విస్తరిస్తూ పోతూ రెడ్ జెయింట్ (Red giant) లేదా సెఫీడ్ వేరియబుల్‌గా (Cepheid variable) మారుతుంది. రెడ్ జెయింట్ గా మరింత విస్తరిస్తున్నప్పుడు, ఒకవైపు అది తన బాహ్య పొరలను (outer shells) క్రమేణా పోగొట్టుకుంటూ ఉంటే, దాని ఖాళీగా వున్న కోర్ మాత్రం మరింతగా కుచించుకుపోతుంది. అలా కుచించుకుపోయిన కోర్, ఒక చిన్న గ్రహ మంత సైజు లోకి చేరుకొంటుంది. ఆపై ప్రకాశించలేక చల్లబడి పోతూ, ఒక బరువైన గ్రహ పరిమాణంలోకి మిగిలిపోయి చివరకు ఒక వైట్ డ్వార్ఫ్ నక్షత్రంగా మారిపోతుంది.

చారిత్రిక, సాంస్కృతిక ప్రాముఖ్యత

మార్చు
 
ప్రిసెషన్ చలనం కారణంగా నక్షత్రాల మధ్య ఉత్తర ఖగోళ ధ్రువం యొక్క మార్గం. దిగువన ఉన్న ప్రకాశవంతమైన నక్షత్రం వేగా

అతి ప్రకాశవంతంగా ఉండటమే కాక మనకు సన్నిహితంగాను ఉండటంతో ఖగోళ శాస్త్రవేత్తలు ఈ వేగా నక్షత్రాన్ని విస్తృతంగా అధ్యయనం చేశారు. అందువలనే దీనిని "సూర్యుని తర్వాత అత్యంత ముఖ్యమైన నక్షత్రం"గా పిలుస్తారు.

వేగా మన తదుపరి ధ్రువ నక్షత్రం: ప్రస్తుతం పొలారిస్ (Poalaris) నక్షత్రం, ధ్రువ నక్షత్రంగా (Pole star) ఉంది. కానీ దాదాపు క్రీ.పూ.12,000 లో పోల్ వేగా నుండి కేవలం ఐదు డిగ్రీల దూరంలో వుండటం వలన అప్పట్లో వేగా ధ్రువ నక్షత్రమయ్యింది. తిరిగి వేగా నక్షత్రం క్రీ.శ.14000 సంవత్సరంలో ధ్రువ నక్షత్రంగా దాని పూర్వ స్థితిని పొందుతుంది. భూమికి గల ప్రెసిషనల్ చలనం కారణంగా ఇది సంభవిస్తుంది. ప్రీసెషన్ చలనం వలన భూమి యొక్క భ్రమణాక్షం (axis of rotation) యొక్క దిశ క్రమంగా కాలక్రమేణా మారుతూ ఉంటుంది, ఈ ప్రక్రియను విషువత్తుల పూర్వస్థితి (precession of the equinoxes) అని పిలుస్తారు. ఒక ప్రీసెషన్ ఆవర్తనం పూర్తి చేయడానికి 25,770 సంవత్సరాలు పడుతుంది.[50] ఇలా భూమి ప్రీసెషన్ చలనంలో వున్నప్పుడు, భూభ్రమణం యొక్క ధ్రువం (pole of the Earth's rotation) ఖగోళ గోళం (celestial sphere) మీదుగా వృత్తాకార మార్గాన్ని అనుసరిస్తుంది. ఆ వృత్తాకార మార్గంలో పోతున్నప్పుడు, అది అనేక ప్రముఖ నక్షత్రాల సమీపంలో నుంచి వెళుతుంది. ప్రస్తుతం (క్రీ.శ.2000 నాటికి) పొలారిస్ నక్షత్రం (Polaris) మనకు ధ్రువ నక్షత్రంగా ఉంది. ఇంకో 12,000 సంవత్సరాల తరువాత (అంటే క్రీ.శ.14000 నాటికి) భూ భ్రమణం యొక్క ధ్రువం (Pole) వేగా నక్షత్రం సమీపంలోకి వెళుతుంది. అప్పుడు వేగా నక్షత్రం మనకు ధ్రువ నక్షత్రం (pole star) అవుతుంది. ఆ పిదప మరో 14,000 సంవత్సరాల అనంతరం మళ్ళీ పొలారిస్ నక్షత్రం (Polaris) మనకు ధ్రువ నక్షత్రం అవుతుంది. [51] తరువాత కాలాల్లో వచ్చే ధ్రువ నక్షత్రాలలో అత్యంత ప్రకాశవంతమైనది వేగా.

రిఫరెన్సులు

మార్చు
  • "Calculation by the Stellarium application version 0.10.2". Retrieved 2009-07-28.
  • Barger, M. Susan; et al. (2000) [First published 1991]. The Daguerreotype: Nineteenth-Century Technology and Modern Science. JHU Press. p. 88. ISBN 978-0-8018-6458-2.
  • Barker, George F. (1887). "On the Henry Draper Memorial Photographs of Stellar Spectra". Proceedings of the American Philosophical Society. 24: 166–172.
  • Kinman, T.; et al. (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. Bibcode:2002A&A...391.1039K. doi:10.1051/0004-6361:20020806.
  • Peterson, D. M.; et al. (2006). "Vega is a rapidly rotating star". Nature. 440 (7086): 896–899. arXiv:astro-ph/0603520. Bibcode:2006Natur.440..896P. doi:10.1038/nature04661. PMID 16612375. S2CID 533664.
  • Pasachoff, Jay M. (2000). A Field Guide to Stars and Planets (4th ed.). Houghton Mifflin Field Guides. ISBN 978-0-395-93431-9.
  • Burnham, Robert J. R. (1978). Burnham's Celestial Handbook: An Observer's Guide to the Universe Beyond the Solar System. Vol. 2. Courier Dover Publications. ISBN 978-0-486-23568-4.
  • Chaikin, Andrew L. (1990). Beatty, J. K.; Petersen, C. C. (eds.). The New Solar System (4th ed.). Cambridge, England: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-64587-4.
  • Allen, Richard Hinckley (1963). Star Names: Their Lore and Meaning. Courier Dover Publications. ISBN 978-0-486-21079-7.
  • Roy, Archie E.; et al. (2003). Astronomy: Principles and Practice. CRC Press. ISBN 978-0-7503-0917-2.

బయటి లంకెలు

మార్చు

మూలాలు

మార్చు
  1. ↑ మూస:OED
  2. ↑ 2.0 2.1 మూస:MW
  3. ↑ ఉల్లేఖన లోపం: చెల్లని <ref> ట్యాగు; Kunitzsch అనే పేరుగల ref లలో పాఠ్యమేమీ ఇవ్వలేదు
  4. ↑ 4.0 4.1 4.2 4.3 4.4 4.5 van Leeuwen, F. (November 2007). "Validation of the new Hipparcos reduction". Astronomy and Astrophysics. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A&A...474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357. S2CID 18759600.
  5. ↑ ఉల్లేఖన లోపం: చెల్లని <ref> ట్యాగు; bohlin అనే పేరుగల ref లలో పాఠ్యమేమీ ఇవ్వలేదు
  6. ↑ 6.0 6.1 ఉల్లేఖన లోపం: చెల్లని <ref> ట్యాగు; gcvs అనే పేరుగల ref లలో పాఠ్యమేమీ ఇవ్వలేదు
  7. ↑ ఉల్లేఖన లోపం: చెల్లని <ref> ట్యాగు; gray2003 అనే పేరుగల ref లలో పాఠ్యమేమీ ఇవ్వలేదు
  8. ↑ 8.0 8.1 ఉల్లేఖన లోపం: చెల్లని <ref> ట్యాగు; ducati అనే పేరుగల ref లలో పాఠ్యమేమీ ఇవ్వలేదు
  9. ↑ ఉల్లేఖన లోపం: చెల్లని <ref> ట్యాగు; rgcrv1966 అనే పేరుగల ref లలో పాఠ్యమేమీ ఇవ్వలేదు
  10. ↑ Gatewood, George (2008). "Astrometric Studies of Aldebaran, Arcturus, Vega, the Hyades, and Other Regions". The Astronomical Journal. 136 (1): 452–460. Bibcode:2008AJ....136..452G. doi:10.1088/0004-6256/136/1/452.
  11. ↑ 11.0 11.1 11.2 11.3 11.4 11.5 11.6 Yoon, Jinmi; et al. (January 2010). "A New View of Vega's Composition, Mass, and Age". The Astrophysical Journal. 708 (1): 71–79. Bibcode:2010ApJ...708...71Y. doi:10.1088/0004-637X/708/1/71.
  12. ↑ 12.0 12.1 Aufdenberg, J.P.; et al. (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): 664–675. arXiv:astro-ph/0603327. Bibcode:2006ApJ...645..664A. doi:10.1086/504149. S2CID 13501650.
  13. ↑ 13.0 13.1 aaa391_3_1039.
  14. ↑ 14.0 14.1 allen1963.
  15. ↑ ఉల్లేఖన లోపం: చెల్లని <ref> ట్యాగు; kendall1845 అనే పేరుగల ref లలో పాఠ్యమేమీ ఇవ్వలేదు
  16. ↑ ఉల్లేఖన లోపం: చెల్లని <ref> ట్యాగు; SIMBAD అనే పేరుగల ref లలో పాఠ్యమేమీ ఇవ్వలేదు
  17. ↑ Gulliver, Austin F.; et al. (1994). "Vega: A rapidly rotating pole-on star". The Astrophysical Journal. 429 (2): L81–L84. Bibcode:1994ApJ...429L..81G. doi:10.1086/187418.
  18. ↑ ఉల్లేఖన లోపం: చెల్లని <ref> ట్యాగు; stellarium అనే పేరుగల ref లలో పాఠ్యమేమీ ఇవ్వలేదు
  19. ↑ 19.0 19.1 pasachoff2000.
  20. ↑ burnham1978.
  21. ↑ "Vega | star | Britannica". www.britannica.com (in ఇంగ్లీష్). Retrieved 2022-07-01.
  22. ↑ Berry, Arthur (1899). A Short History of Astronomy. New York: Charles Scribner's Sons. ISBN 978-0-486-20210-5.
  23. ↑ Perryman, M. A. C.; et al. (1997). "The Hipparcos Catalogue". Astronomy and Astrophysics. 323: L49–L52. Bibcode:1997A&A...323L..49P.
  24. ↑ 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.
  25. ↑ Débarbat, Suzanne (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. ISBN 978-90-277-2810-4.
  26. ↑ Anonymous (2007-06-28). "The First Parallax Measurements". Astroprof. Retrieved 2007-11-12.
  27. ↑ 27.0 27.1 nature440_7086_896.
  28. ↑ I.A., Vasil'yev; et al. (1989-03-17). "On the Variability of Vega". Commission 27 of the I.A.U. Archived from the original on 2017-09-23. Retrieved 2007-10-30.
  29. ↑ Fernie, J. D. (1981). "On the variability of Vega". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 93 (2): 333–337. Bibcode:1981PASP...93..333F. doi:10.1086/130834.
  30. ↑ 30.0 30.1 30.2 Topka, K.; et al. (1979). "Detection of soft X-rays from Alpha Lyrae and Eta Bootis with an imaging X-ray telescope". Astrophysical Journal. 229: 661. Bibcode:1979ApJ...229..661T. doi:10.1086/157000.
  31. ↑ 31.0 31.1 Harvey, Paul E.; et al. (1984). "On the far-infrared excess of Vega". Nature. 307 (5950): 441–442. Bibcode:1984Natur.307..441H. doi:10.1038/307441a0. S2CID 4330793.
  32. ↑ 32.0 32.1 Lignières, F.; et al. (2009). "First evidence of a magnetic field on Vega". Astronomy & Astrophysics. 500 (3): L41–L44. arXiv:0903.1247. Bibcode:2009A&A...500L..41L. doi:10.1051/0004-6361/200911996. S2CID 6021105.
  33. ↑ Staff (July 26, 2009). "Magnetic Field On Bright Star Vega". Science Daily. Retrieved 2009-07-30.
  34. ↑ "What are the weirdest stars in the Universe?". BBC Sky at Night Magazine (in ఇంగ్లీష్). Retrieved 2022-09-06.
  35. ↑ 35.0 35.1 Barger, M. Susan; et al. (2000) [First published 1991]. The Daguerreotype: Nineteenth-Century Technology and Modern Science. JHU Press. p. 88. ISBN 978-0-8018-6458-2.
  36. ↑ paps24_166.
  37. ↑ Holden, Edward S.; et al. (1890). "Photographs of Venus, Mercury and Alpha Lyræ in Daylight". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 2 (10): 249–250. Bibcode:1890PASP....2..249H. doi:10.1086/120156. S2CID 120286863.
  38. ↑ Barker, George F. (1887). "On the Henry Draper Memorial Photographs of Stellar Spectra". Proceedings of the American Philosophical Society. 24: 166–172.
  39. ↑ "Spectroscopy and the Birth of Astrophysics". Tools of Cosmology. American Institute of Physics. Retrieved 2022-03-29.
  40. ↑ Hentschel, Klaus (2002). Mapping the Spectrum: Techniques of Visual Representation in Research and Teaching. Oxford University Press. ISBN 978-0-19-850953-0.
  41. ↑ Garrison, R. F. (December 1993). "Anchor Points for the MK System of Spectral Classification". Bulletin of the American Astronomical Society. 25: 1319. Bibcode:1993AAS...183.1710G. Archived from the original on 2019-06-25. Retrieved 2022-12-24.
  42. ↑ Garfinkle, Robert A. (1997). Star-Hopping: Your Visa to Viewing the Universe. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-59889-7.
  43. ↑ Cochran, A. L. (1981). "Spectrophotometry with a self-scanned silicon photodiode array. II – Secondary standard stars". Astrophysical Journal Supplement Series. 45: 83–96. Bibcode:1981ApJS...45...83C. doi:10.1086/190708.
  44. ↑ Johnson, H. L.; et al. (1953). "Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas". Astrophysical Journal. 117: 313–352. Bibcode:1953ApJ...117..313J. doi:10.1086/145697.
  45. ↑ Walsh, J. (2002-03-06). "Alpha Lyrae (HR7001)". Optical and UV Spectrophotometric Standard Stars. ESO. Archived from the original on 2007-02-09. Retrieved 2007-11-15.—flux versus wavelength for Vega.
  46. ↑ McMahon, Richard G. (2005-11-23). "Notes on Vega and magnitudes". University of Cambridge. Archived from the original (Text) on 2012-01-28. Retrieved 2007-11-07.
  47. ↑ aaa391_3_1039/.
  48. ↑ Mengel, J. G.; et al. (1979). "Stellar evolution from the zero-age main sequence". Astrophysical Journal Supplement Series. 40: 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 years 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.
  49. ↑ Peterson, D. M.; et al. (2006). "Vega is a rapidly rotating star". Nature. 440 (7086): 896–899. arXiv:astro-ph/0603520. Bibcode:2006Natur.440..896P. doi:10.1038/nature04661. PMID 16612375. S2CID 533664.
  50. ↑ chaikin1990.
  51. ↑ roy_clarke2003.


ఉల్లేఖన లోపం: "note" అనే గ్రూపులో <ref> ట్యాగులు ఉన్నాయి గానీ, దానికి సంబంధించిన <references group="note"/> ట్యాగు కనబడలేదు

"https://te.wikipedia.org/w/index.php?title=వేగా_నక్షత్రం&oldid=4359744" నుండి వెలికితీశారు