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Vega Star Fakten über unseren zukünftigen Nordstern

Vega ist der fünfthellste Stern am Nachthimmel und der zweithellste Stern auf der nördlichen Himmelshalbkugel (nach Arcturus). Vega ist auch als Alpha Lyrae (α Lyrae, Alpha Lyr, α Lyr) bekannt, da es der Hauptstern im Sternbild Lyra, die Leier, ist. Vega ist seit der Antike einer der wichtigsten Sterne der Menschheit, da es sehr hell ist und leicht an seiner blauen Farbe zu erkennen ist.

 

Vega, unser irgendwann Nordstern

Malcolm Park / Getty Images

Die Rotationsachse der Erde verläuft wie ein wackelndes Spielzeug, was bedeutet, dass sich „Norden“ über einen Zeitraum von rund 26.000 Jahren ändert. Im Moment ist der Nordstern Polaris, aber Vega war der Nordpolstern um 12.000 v. Chr. Und wird der Polstern um 13.727 wieder sein. Wenn Sie heute ein Langzeitbelichtungsfoto des Nordhimmels machen würden, würden die Sterne als Spuren um Polaris erscheinen. Wenn Vega der Polstern ist, würde ein Langzeitbelichtungsfoto Sterne zeigen, die ihn umkreisen.

 

So finden Sie Vega

Corbis über Getty Images / Getty Images

Vega ist am Sommerhimmel der nördlichen Hemisphäre zu sehen, wo es Teil des Sternbildes Lyra ist. Das “ Sommerdreieck. besteht aus den hellen Sternen Vega, Deneb und Altair. Vega befindet sich oben im Dreieck, darunter Deneb und links und Altair unter beiden Sternen und rechts. Vega bildet einen rechten Winkel zwischen den beiden anderen Sternen. Alle drei Sterne sind in einer Region mit wenigen anderen hellen Sternen extrem hell.

Der beste Weg, um Vega (oder einen Stern) zu finden, besteht darin, seinen richtigen Aufstieg und Abstieg zu verwenden:

  • Rechter Aufstieg: 18h 36m 56,3s
  • Deklination: 38 Grad 47 Minuten 01 Sekunden

Es gibt kostenlose Telefon-Apps, mit denen Sie Vega nach Namen oder Standort suchen können. In vielen Fällen können Sie das Telefon über den Himmel schwenken, bis Sie den Namen sehen. Sie suchen einen leuchtend blau-weißen Stern.

In Nordkanada, Alaska und den meisten Teilen Europas setzt Vega nie ein. In den mittleren nördlichen Breiten ist Vega im Hochsommer nachts fast direkt über dem Kopf. Von einem Breitengrad aus, einschließlich New York und Madrid, befindet sich Vega nur etwa sieben Stunden am Tag unter dem Horizont, sodass es zu jeder Nacht des Jahres angezeigt werden kann. Weiter südlich befindet sich Vega die meiste Zeit unter dem Horizont und ist möglicherweise schwieriger zu finden. In der südlichen Hemisphäre ist Vega im Winter der südlichen Hemisphäre tief am nördlichen Horizont sichtbar. Es ist südlich von 51 ° S nicht sichtbar, daher kann es vom südlichen Teil Südamerikas oder der Antarktis überhaupt nicht gesehen werden.

 

Vega und die Sonne vergleichen

Vega ist größer als die Sonne, eher blau als gelb, abgeflacht und von einer Staubwolke umgeben.
Anne Helmenstine

Obwohl Vega und die Sonne beide Sterne sind, unterscheiden sie sich sehr voneinander. Während die Sonne rund erscheint, ist Vega merklich abgeflacht. Dies liegt daran, dass Vegas mehr als die doppelte Masse der Sonne hat und sich so schnell dreht (236,2 km / s am Äquator), dass es zentrifugale Effekte erfährt. Wenn es sich etwa 10% schneller drehen würde, würde es auseinander brechen! Der Äquator von Vega ist 19% größer als sein Polarradius. Aufgrund der Ausrichtung des Sterns zur Erde erscheint die Ausbuchtung ungewöhnlich ausgeprägt. Wenn Vega von oben auf einen seiner Pole betrachtet würde, würde es rund erscheinen.

Ein weiterer offensichtlicher Unterschied zwischen Vega und der Sonne ist ihre Farbe. Vega hat eine Spektralklasse von A0V, was bedeutet, dass es ein blau-weißer Hauptreihenstern ist. der Wasserstoff zu Helium verschmilzt. Weil es massereicher ist, verbrennt Vega seinen Wasserstoffbrennstoff schneller als unsere Sonne, so dass seine Lebensdauer als Hauptreihenstern nur etwa eine Milliarde Jahre oder etwa ein Zehntel der Lebensdauer der Sonne beträgt. Im Moment ist Vega ungefähr 455 Millionen Jahre alt oder in der Mitte seines Lebens in der Hauptsequenz. In weiteren 500 Millionen Jahren wird Vega ein roter Riese der Klasse M, danach wird er den größten Teil seiner Masse verlieren und ein weißer Zwerg werden.

Während Vega Wasserstoff schmilzt , stammt der größte Teil der Energie in seinem Kern aus dem Kohlenstoff-Stickstoff-Sauerstoff (CNO-Zyklus), in dem sich Protonen zu Helium mit Zwischenkernen der Elemente Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff verbinden. Dieser Prozess ist weniger effizient als die Proton-Proton-Kettenreaktionsfusion der Sonne und erfordert eine hohe Temperatur von etwa 15 Millionen Kelvin. Während die Sonne in ihrem Kern eine zentrale Strahlungszone hat, die von einer Konvektionszone bedeckt ist. hat Vega in ihrem Kern eine Konvektionszone, die Asche aus ihrer Kernreaktion verteilt. Die Konvektionszone befindet sich im Gleichgewicht mit der Atmosphäre des Sterns.

Vega war einer der Sterne, die zur Definition der Magnitudenskala verwendet wurden. daher hat es eine scheinbare Magnitude um 0 (+0,026). Der Stern ist ungefähr 40 Mal heller als die Sonne, aber weil er 25 Lichtjahre entfernt ist, scheint er dunkler zu sein. Wenn die Sonne dagegen von Vega aus betrachtet würde, wäre ihre Größe nur schwach 4,3.

Vega scheint von einer Staubscheibe umgeben zu sein. Astronomen glauben, dass der Staub durch Kollisionen zwischen Objekten in einer Trümmerscheibe entstanden sein könnte. Andere Sterne, die im Infrarotspektrum übermäßigen Staub aufweisen, werden als Vega-ähnliche oder Vega-überschüssige Sterne bezeichnet. Der Staub befindet sich hauptsächlich in einer Scheibe um den Stern und nicht in einer Kugel. Die Partikelgröße wird auf einen Durchmesser zwischen 1 und 50 Mikrometern geschätzt.

Zu diesem Zeitpunkt wurde noch kein Planet identifiziert, der Vega umkreist, aber seine möglichen terrestrischen Planeten könnten in der Nähe des Sterns umkreisen, wahrscheinlich in seiner Äquatorialebene.

Ähnlichkeiten zwischen der Sonne und Vega bestehen darin, dass beide Magnetfelder und Sonnenflecken aufweisen .

 

Verweise

  • Yoon, Jinmi; et al. (Januar 2010), „Eine neue Sicht auf Vegas Zusammensetzung, Masse und Alter“,  The Astrophysical Journal708  (1): 71–79
  • Campbell, B.; et al. (1985), „Über die Neigung außersolarer Planetenbahnen“,  Publications of the Astronomical Society of the Pacific97 : 180–182

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