Vega (α Lyr) — eredaim Lüüra täht: kaugus, omadused ja tolmuketas

Vega (α Lyr) — särav Lüüra täht 25 valgusaasta kaugusel: omadused, kiire pöörlemine, tolmuketas ja vihjed Jupiteri-suurusele kaaslasele.

Vega (α Lyr, α Lyrae, Alpha Lyrae) on kõige heledam täht Lüüra tähtkujus. See on öise taeva viiendaks heledaim täht ja põhjapoolkeral Arkturuse järel teine heledaim täht. Maast vaid 25 valgusaasta kaugusel asuv täht on suhteliselt lähedal asuv täht ja üks heledamaid tähti Päikese naabruses. Vega on astronoomide poolt põhjalikult uuritud: seetõttu on seda nimetatud "vaieldamatult kõige tähtsamaks täheks taevas pärast Päikest".

Põhiandmed ja vaatlus

Vega paistab Maalt kui üks eredamaid tähti (nähtav heledus ligikaudu V ≈ 0,03), mistõttu on ta lihtsasti leitav ja sageli kasutatud orientiir. Ta asub Lüüra tähtkuju sügavamail kontuuridel ja moodustab koos Altairi ja Denebi nn Suvekolmnurga ühe tipupunkti — selle tõttu on Vega tuntud nii amatööride kui ka professionaalsete vaatlejate seas.

Füüsikalised omadused

• Spekter: ligikaudu tüüpi A0V — kuum, valge-sinine peamise järgu täht.
• Temperatuur: efektivne temperatuur on mõnikümmend tuhat kraadi võrreldes Päikesega; Vega fotosfääri temperatuur on oluliselt kõrgem kui Päikesel.
• Massa ja suurus: Vega on umbes 2,1 korda massiivsem kui Päike ja mitu korda suurema raadiusega, mistõttu tema heledus on oluliselt suurem (hinnanguliselt kümneid kordi Päikese heledusest).
• Vanus: Vega on suhteliselt noor — ligikaudu 400–500 miljonit aastat, see tähendab umbes kümnendik Päikese vanusest. Kuna mass on suurem, kulgeb tema evolutsioon kiiremini ja eeldatav eluiga on lühem kui Päikesel.
• Pöörlemine: tähe pöörlemiskiirus ekvaatoril on väga kõrge (umbes 274 km/s). See kiire pöörlemine põhjustab tähe ekvaatori paisumise (oblatsi) ja photosfääris temperatuurierinevuse (nn gravitatsiooniline tumenemine), kus poolustel on kuumem ja eredam pind kui ekvaatoril. Maalt näeme Vegat peaaegu ühe pooluse suunast, mistõttu tähe spektrist ja kiirusest nähtav v sin i on väiksem kui ekvaatori tegelik kiirus.
• Keemiline koosseis: Vega ei ole eriti metalliderikas — tal puudub suur hulk heeliumist raskemaid elemente võrreldes mõnede tavaliste tähtedega.
• Muutuvus: Vega on arvatavasti muutuvtäht — selle heledus võib väga väikestes piirides perioodiliselt muutuda.

Tähtsuse ajaloos ja mõõtmistes

Vega mängis astronoomias olulist rolli: ta oli üks esimesi tähti, mida pildistati ja mille spektrit salvestati; üks esimesi tähti, mille kaugus hinnati parallaksimõõtmiste abil; ja üks peamisi referentpunkte heledusskaalal. Traditsiooniliselt on Vega olnud tähtsusetuse ja fotomeetrilise kalibreerimise aluseks — varasemad skaalad sidusid nullmargiga sageli Vega näivheledust.

Lisaks on meie taevapooluse positsioon ettevaatlikult muutunud pretsessiooni tõttu: Vega oli põhjapooluse täht umbes 12 000 aastat eKr ning on planeerimise järgi jälle põhjapooluse täht tulevikus (umbes aastaks 13 727).

Tolmuketas (debris-ketas) ja planeedivõimalused

Täheldatud infrapunakiirguse ülemäärase emissiooni põhjal näib, et Vegal on ümberringi tolmukett. Tõenäoliselt on see tolm tingitud objektide kokkupõrgetest ümber tiirlevas prahikettas, mis sarnaneb Kuiperi vööga Päikesesüsteemis. Sellist nähtust avastati esimesena infrapunasatelliidi IRAS abil 1980. aastatel, mis tegi Vegast ühe varasemaid ja tähtsamaid näiteid nn jäätme- ehk debris-kettast.

Tähti, millel esineb tolmu kiirguse tõttu infrapunase kiirguse ülejääk, nimetatakse Vega-tähedeks (Vega-like stars). Vega ketta struktuur — sealhulgas tiheduse ebaühtlused ja asümmeetria — viitab, et süsteemis võib olla vähemalt üks suurem objekt (planeet või massiivsem kääbus), mis gravitatsiooniliselt tolmu ja osakeste jaotust mõjutab. Mõned mõõtmised ja modellid viitavad sellele, et võimaliku planeedi mass võib olla sama suure läbimõõdu ja massiga nagu Jupiter, kuid otsest, kinnitatud eksoplaneedi avastust Vegaga seotult ei ole (tõendid on pigem kaudsed ja mudelipõhised).

Kaasaegsed uurimismeetodid ja tulemused

Vega on uuritud nii fotomeetriliselt, spektroskoopiliselt, interferomeetriliselt kui ka infrapuna- ja raadiovaatluste kaudu. Interferomeetrilised vaatlusmeetodid (nt CHARA) on kinnitanud tähe oblatsust ja gravitatsioonilise tumenemise olemasolu. Kaasaegsed infrapuna- ja millimeetritaseme vaatlused (Spitzer, Herschel, ALMA jpt) on võimaldanud tolmuketta ruumilist eristamist ja koostise paremat mõistmist.

Kokkuvõte

Vega on üks lähimaid ja eredamaid noori A-tüüpi tähti taevas, tähtis nii ajalooliselt kui ka tänapäevase uurimistöö jaoks. Tema kiire pöörlemine, suhteliselt noor vanus, tolmuketas ja võimalike kaaslaste (planeetide) näitajad teevad temast atraktiivse uurimisobjekti, mille kohta kogutakse pidevalt täiendavat teavet erinevatel lainepikkustel ja meetoditega.

Küsimused ja vastused

K: Mis on Vega?

K: Kui kaua aega tagasi oli Vega põhjapooluse täht?

K: Millised on tema tähelepanuväärsed omadused?

K: Kui vana on Vega võrreldes meie päikesega?

K: Milliseid elemente on Vegal?

Otsing