Menu Close

Mengulas Lebih Jauh Tentang Bintang Vega

Mengulas Lebih Jauh Tentang Bintang Vega – Vega adalah terang bintang di utara konstelasi dari Lyra . Ia memiliki sebutan Bayer Lyrae , yang dilatinkan menjadi Alpha Lyrae dan disingkat Alpha Lyr atau Lyr .

Mengulas Lebih Jauh Tentang Bintang Vega

diodati.org – Bintang ini relatif dekat hanya 25 tahun cahaya (7,7 pc ) dari Matahari , dan, bersama dengan Arcturus dan Sirius , salah satu bintang paling bercahaya di lingkungan Matahari. Ini adalah bintang paling terang kelima di langit malam, dan bintang paling terang kedua di belahan langit utara , setelah Arcturus.

Vega telah dipelajari secara ekstensif oleh para astronom, sehingga disebut sebagai “bintang terpenting berikutnya di langit setelah Matahari”. Vega adalah bintang kutub utara sekitar 12.000 SM dan akan menjadi bintang lagi sekitar tahun 13.727, ketika deklinasinya adalah +86° 14′.

Baca Juga : Mengulas Lebih Jauh Tentang Epsilon Eridani

Vega adalah bintang pertama selain Matahari yang difoto dan yang pertama memiliki spektrum yang direkam. Itu adalah salah satu bintang pertama yang jaraknya diperkirakan melalui pengukuran paralaks . Vega telah berfungsi sebagai dasar untuk mengkalibrasi fotometrikskala kecerahan dan merupakan salah satu bintang yang digunakan untuk menentukan titik nol untuk sistem fotometri UBV .

Vega hanya sekitar sepersepuluh dari usia Matahari, tetapi karena 2,1 kali lebih besar, masa hidup yang diharapkan juga sepersepuluh dari Matahari; kedua bintang saat ini mendekati titik tengah harapan hidup mereka. Vega memiliki kelimpahan unsur yang sangat rendah dengan nomor atom lebih tinggi daripada helium . Vega juga merupakan bintang variabel yang kecerahannya sedikit berbeda. Ia berputar cepat dengan kecepatan236 km/s di ekuator. Hal ini menyebabkan khatulistiwa menonjol keluar karena efek sentrifugal , dan, sebagai akibatnya, ada variasi suhu di seluruh fotosfer bintang yang mencapai maksimum di kutub. Dari Bumi, Vega diamati dari arah salah satu kutub ini.

Berdasarkan kelebihan emisi diamati dari inframerah radiasi, Vega tampaknya memiliki disk yang melingkar dari debu . Debu ini kemungkinan merupakan hasil tumbukan antar objek dalam piringan puing yang mengorbit , yang serupa dengan sabuk Kuiper di Tata Surya . Bintang yang menampilkan kelebihan inframerah karena emisi debu disebut bintang mirip Vega. Pada tahun 2021, kandidat Neptunus ultra-panas pada orbit 2,43 hari di sekitar Vega ditemukan dengan metode kecepatan radial , selain itu, kemungkinan sinyal massa Saturnus lainnya dengan periode sekitar 200 hari.

Nomenklatur

α Lyrae adalah bintang ini penunjukan Bayer . Nama tradisional Vega (sebelumnya Wega) berasal dari transliterasi lepas darikata Arab wāqi’ yang berarti “jatuh” atau “mendarat”, melalui frasa an-nasr al-wāqi’ , “elang yang jatuh”. Pada tahun 2016, Persatuan Astronomi Internasional mengorganisir Kelompok Kerja Nama Bintang (WGSN) untuk membuat katalog dan menstandarisasi nama yang tepat untuk bintang. Buletin pertama WGSN Juli 2016 termasuk tabel dua kelompok nama pertama yang disetujui oleh WGSN; yang termasuk Vega untuk bintang ini. Sekarang begitu masuk dalam Katalog Nama Bintang IAU .

Pengamatan

Vega sering terlihat di dekat puncak di garis lintang tengah utara pada malam hari di musim panas Belahan Bumi Utara . Dari garis lintang tengah selatan, dapat dilihat rendah di atas ufuk utara selama musim dingin Belahan Bumi Selatan . Dengan deklinasi +38,78°, Vega hanya dapat dilihat di lintang utara 51° S . Oleh karena itu, ia tidak naik sama sekali di Antartika atau di bagian paling selatan Amerika Selatan, termasuk Punta Arenas , Chili (53° S). Pada garis lintang utara 51° LU , Vega tetap berada di atas cakrawala sebagai abintang sirkumpolar . Sekitar 1 Juli, Vega mencapai kulminasi tengah malam ketika melintasi meridian saat itu.

Setiap malam posisi bintang-bintang tampak berubah saat Bumi berotasi. Namun, ketika sebuah bintang terletak di sepanjang sumbu rotasi Bumi, ia akan tetap pada posisi yang sama dan dengan demikian disebut bintang kutub . Arah sumbu rotasi bumi berubah secara bertahap dari waktu ke waktu dalam proses yang dikenal sebagai presesi ekuinoks . Siklus presesi lengkap membutuhkan 25.770 tahun, selama waktu itu kutub rotasi Bumi mengikuti jalur melingkar melintasi bola langit yang melewati dekat beberapa bintang terkemuka. Saat ini bintang kutub adalah Polaris, tetapi sekitar 12.000 SM kutub itu menunjuk hanya lima derajat dari Vega. Melalui presesi, kutub akan kembali melewati dekat Vega sekitar tahun 14.000 M. Vega adalah bintang kutub utara yang paling terang.

Bintang ini terletak di puncak asterisme dengan jarak yang luas yang disebut Segitiga Musim Panas , yang terdiri dari Vega ditambah dua bintang berkekuatan pertama Altair , di Aquila , dan Deneb di Cygnus . Formasi ini adalah perkiraan bentuk segitiga siku-siku , dengan Vega terletak di sudut kanannya . Segitiga Musim Panas dapat dikenali di langit utara karena ada beberapa bintang terang lainnya di sekitarnya.

Riwayat pengamatan

Astrophotography , fotografi benda langit, dimulai pada tahun 1840 ketika John William Draper mengambil gambar Bulan menggunakan proses daguerreotype . Pada 17 Juli 1850, Vega menjadi bintang pertama (selain Matahari) yang difoto, ketika difoto oleh William Bond dan John Adams Whipple di Harvard College Observatory , juga dengan daguerreotype. Henry Draper mengambil foto pertama spektrum bintang pada Agustus 1872 ketika dia mengambil gambar Vega, dan dia juga menjadi orang pertama yang menunjukkan garis serapandalam spektrum bintang.

Garis serupa telah diidentifikasi dalam spektrum Matahari. Pada tahun 1879, William Huggins menggunakan foto-foto spektrum Vega dan bintang-bintang serupa untuk mengidentifikasi satu set dua belas “garis yang sangat kuat” yang umum untuk kategori bintang ini. Ini kemudian diidentifikasi sebagai garis dari seri Hidrogen Balmer. Sejak tahun 1943, spektrum bintang ini telah menjadi salah satu titik jangkar stabil yang dengannya bintang-bintang lain diklasifikasikan.

Jarak ke Vega dapat ditentukan dengan mengukur pergeseran paralaksnya terhadap bintang-bintang latar belakang saat Bumi mengorbit Matahari. Orang pertama yang menerbitkan paralaks bintang adalah Friedrich GW von Struve , ketika ia mengumumkan nilai0,125 detik busur (0,125″ ) untuk Vega.

Friedrich Bessel skeptis tentang data Struve, dan, ketika Bessel menerbitkan paralaks 0,314″ untuk sistem bintang 61 Cygni , Struve merevisi nilainya untuk paralaks Vega menjadi hampir dua kali lipat dari perkiraan semula. Perubahan ini semakin meragukan data Struve.

Jadi sebagian besar astronom pada saat itu, termasuk Struve, memuji Bessel dengan hasil paralaks pertama yang diterbitkan. Namun, hasil awal Struve sebenarnya mendekati nilai yang diterima saat ini yaitu 0,129″, sebagaimana ditentukan oleh satelit astrometri Hipparcos .

Kecerahan bintang, seperti yang terlihat dari Bumi, diukur dengan skala logaritmik standar . Magnitudo semu ini adalah nilai numerik yang nilainya menurun seiring dengan meningkatnya kecerahan bintang. Bintang paling redup yang terlihat dengan mata telanjang adalah magnitudo keenam, sedangkan yang paling terang di langit malam, Sirius , adalah magnitudo 1,46. Untuk membakukan skala magnitudo, para astronom memilih Vega untuk mewakili magnitudo nol pada semua panjang gelombang.

Jadi, selama bertahun-tahun, Vega digunakan sebagai dasar untuk kalibrasi skala kecerahan fotometrik absolut . Namun, hal ini tidak lagi terjadi, karena magnitudo tampak titik nol sekarang umumnya didefinisikan dalam istilah numerik tertentu yang ditentukanfluks . Pendekatan ini lebih nyaman bagi para astronom, karena Vega tidak selalu tersedia untuk kalibrasi dan kecerahannya bervariasi.

Sistem fotometrik UBV mengukur magnitudo bintang melalui filter ultraviolet , biru, dan kuning , masing-masing menghasilkan nilai U , B , dan V. Vega adalah salah satu dari enam bintang A0V yang digunakan untuk menetapkan nilai rata-rata awal untuk sistem fotometrik ini ketika diperkenalkan pada 1950-an. Mean besaran selama enam bintang-bintang ini didefinisikan sebagai: U – B = B – V = 0. Akibatnya, skala besarnya telah dikalibrasi sehingga besarnya bintang-bintang ini adalah sama di bagian kuning, biru, dan ultraviolet dari yang spektrum elektromagnetik .

Dengan demikian, Vega memiliki spektrum elektromagnetik yang relatif datar di wilayah visual—rentang panjang gelombang 350–850 nanometer , yang sebagian besar dapat dilihat dengan mata manusia—sehingga kerapatan fluksnya kira-kira sama; 2.000–4.000 Jy . Namun, kerapatan fluks Vega turun dengan cepat di inframerah , dan mendekati100 Jy at5 mikrometer .

Pengukuran fotometrik Vega selama tahun 1930-an tampaknya menunjukkan bahwa bintang tersebut memiliki variabilitas magnitudo rendah pada urutan ±0,03 magnitudo. Rentang variabilitas ini mendekati batas kemampuan pengamatan untuk waktu itu, dan subjek variabilitas Vega telah menjadi kontroversial. Besarnya Vega diukur lagi pada tahun 1981 di David Dunlap Observatory dan menunjukkan sedikit variabilitas. Jadi disarankan bahwa Vega menunjukkan pulsasi amplitudo rendah sesekali terkait dengan variabel Delta Scuti .

Ini adalah kategori bintang yang berosilasi secara koheren, menghasilkan pulsasi periodik dalam luminositas bintang. [49]Meskipun Vega cocok dengan profil fisik untuk jenis variabel ini, pengamat lain tidak menemukan variasi seperti itu. Dengan demikian variabilitas dianggap mungkin hasil dari kesalahan sistematis dalam pengukuran.

Namun, sebuah artikel tahun 2007 mensurvei ini dan hasil lainnya, dan menyimpulkan bahwa “Analisis konservatif dari hasil di atas menunjukkan bahwa Vega sangat mungkin bervariasi dalam kisaran 1-2%, dengan kemungkinan kunjungan sesekali ke sebanyak sebagai 4% dari rata-rata”. Juga, sebuah artikel 2011 menegaskan bahwa “Variabilitas Vega jangka panjang (tahun-ke-tahun) telah dikonfirmasi”.

Vega menjadi bintang deret utama soliter pertama di luar Matahari yang diketahui sebagai pemancar sinar-X ketika pada tahun 1979 diamati dari teleskop pencitraan sinar-X yang diluncurkan pada Aerobee 350 dari White Sands Missile Range . Pada tahun 1983, Vega menjadi bintang pertama yang ditemukan memiliki piringan debu. The Infrared Astronomical Satellite (IRAS) menemukan kelebihan radiasi inframerah yang berasal dari bintang, dan ini dikaitkan dengan energi yang dipancarkan oleh debu yang mengorbit seperti yang dipanaskan oleh bintang.

Karakteristik fisik

Kelas spektral Vega adalah A0V, menjadikannya bintang deret utama putih berwarna biru yang menggabungkan hidrogen menjadi helium di intinya. Karena bintang yang lebih masif menggunakan bahan bakar fusinya lebih cepat daripada yang lebih kecil, masa hidup deret utama Vega kira-kira satu miliar tahun, sepersepuluh dari Matahari. Usia bintang ini saat ini adalah sekitar 455 juta tahun, atau sekitar setengah dari total umur deret utama yang diharapkan.

Setelah meninggalkan deret utama, Vega akan menjadi raksasa merah kelas-M dan kehilangan sebagian besar massanya, akhirnya menjadi katai putih . Saat ini, Vega memiliki lebih dari dua kali massa Matahari dan luminositas bolometriknya sekitar 40 kali Matahari. Karena berputar dengan cepat dan terlihat hampir kutub, luminositas yang tampak, dihitung dengan asumsi kecerahan yang sama di seluruh, adalah sekitar 57 kali Matahari. Jika Vega bervariasi, maka itu mungkin tipe Delta Scuti dengan periode sekitar 0,107 hari.

Sebagian besar energi yang dihasilkan di inti Vega dihasilkan oleh siklus karbon-nitrogen-oksigen (siklus CNO ), sebuah proses fusi nuklir yang menggabungkan proton untuk membentuk inti helium melalui inti perantara karbon, nitrogen, dan oksigen.

Proses ini menjadi dominan pada suhu sekitar 17 juta K, yang sedikit lebih tinggi dari suhu inti Matahari, tetapi kurang efisien daripada reaksi fusi reaksi berantai proton-proton Matahari . Siklus CNO sangat sensitif terhadap suhu, yang menghasilkan zona konveksi di sekitar inti [58]yang merata mendistribusikan ‘abu’ dari reaksi fusi di dalam wilayah inti. Atmosfer di atasnya berada dalam kesetimbangan radiasi . Hal ini berbeda dengan Matahari, yang memiliki zona radiasi yang berpusat pada inti dengan zona konveksi di atasnya.

Fluks energi dari Vega telah diukur dengan tepat terhadap sumber cahaya standar. Pada5480 , kerapatan fluks adalah3.650 Jy dengan margin kesalahan 2%. Spektrum visual Vega didominasi oleh garis serapan hidrogen; khusus oleh deret Balmer hidrogen dengan elektron pada n=2 bilangan kuantum utama . Garis unsur-unsur lain relatif lemah, dengan yang terkuat terionisasi magnesium , besi , dan kromium .

The X-ray emisi dari Vega sangat rendah, menunjukkan bahwa korona untuk bintang ini harus sangat lemah atau tidak ada. [64]Namun, karena kutub Vega menghadap Bumi dan lubang koronal kutub mungkin ada, konfirmasi korona sebagai kemungkinan sumber sinar-X yang terdeteksi dari Vega (atau wilayah yang sangat dekat dengan Vega) mungkin sulit karena sebagian besar sinar-X koronal tidak akan dipancarkan sepanjang garis pandang.

Menggunakan spektropolarisasi , medan magnet telah terdeteksi di permukaan Vega oleh tim astronom di Observatoire du Pic du Midi . Ini adalah pendeteksian medan magnet pertama pada bintang kelas spektral A yang bukan merupakan bintang Ap yang aneh secara kimiawi.

Garis rata-rata komponen mata bidang ini memiliki kekuatan -0,6 ± 0,3 G . Ini sebanding dengan medan magnet rata-rata di Matahari. Medan magnet sekitar 30 gauss telah dilaporkan untuk Vega, dibandingkan dengan sekitar 1 gauss untuk Matahari. Pada tahun 2015, bintik-bintik bintang terangterdeteksi di permukaan bintang—deteksi pertama untuk bintang tipe A normal, dan fitur ini menunjukkan bukti modulasi rotasi dengan periode 0,68 hari.