वेगा का कलाकार चित्रण। छवि क्रेडिट: NOAO बड़ा करने के लिए क्लिक करें।
वेगा के भूमध्य रेखा के आसपास मनाया जाने वाला मजबूत अंधकार बताता है कि पृथ्वी के आकाश के पांचवें सबसे चमकीले तारे में ठंडे भूमध्यरेखीय क्षेत्र से उसके गर्म ध्रुवों तक 4,000 डिग्री फ़ारेनहाइट का विशाल तापमान अंतर है।
इन अवलोकनों के आधार पर स्टार के मॉडल बताते हैं कि वेगा कोणीय वेग के 92 प्रतिशत पर घूम रहा है, जो इसे शारीरिक रूप से तोड़ देगा, खगोलविदों की एक अंतरराष्ट्रीय टीम ने आज अमेरिकन एस्ट्रोनॉमिकल सोसायटी की 207 वीं बैठक में वाशिंगटन डीसी में घोषणा की। ।
यह परिणाम इस विचार की पुष्टि करता है कि बहुत तेज़ी से घूमने वाले तारे अपने भूमध्य रेखा पर और उनके ध्रुवों पर गर्म होते हैं, और यह इंगित करता है कि वेगा के चारों ओर मौजूद धूल मलबे की डिस्क पहले से पहचाने जाने वाले तारे की रोशनी से काफी कम रोशन है।
"ये निष्कर्ष महत्वपूर्ण हैं क्योंकि वे स्टार के कुछ भ्रामक माप को हल करते हैं, और वे हमें वेगा की परिस्थितिजन्य मलबे डिस्क की बेहतर समझ हासिल करने में मदद करनी चाहिए," जेसन पी। ऑफडेनबर्ग, टक्सन में राष्ट्रीय ऑप्टिकल खगोल विज्ञान वेधशाला में माइकलसन पोस्टडॉक्टोरल फेलो कहते हैं। , एरिज़ोना।
यह मलबे की डिस्क मुख्य रूप से चट्टानी क्षुद्रग्रह जैसी निकायों की टक्कर से उत्पन्न होती है। "वेगा का स्पेक्ट्रम अपने भूमध्यरेखीय विमान से देखा जाता है, मलबे की डिस्क के समान विमान, इन नए परिणामों के आधार पर, ध्रुव से देखे गए स्पेक्ट्रम के रूप में चमकदार के रूप में लगभग आधा होना चाहिए," एफ़डेनबर्ग बताते हैं।
टीम ने सेंटर ऑफ हाई एंगुलर रिजोल्यूशन एस्ट्रोनॉमी (CHARA) ऐरे का उपयोग कर ब्राइट स्टैंडर्ड स्टार वेगा की उच्च-परिशुद्धता इंटरफेरोमेट्रिक माप प्राप्त किया, जो माउंट विल्सन, कैलिफोर्निया में स्थित छह 1-मीटर दूरबीनों का एक संग्रह है, और जॉर्जिया स्टेट यूनिवर्सिटी द्वारा संचालित है।
330 मीटर (1,083 फीट) की अधिकतम आधार रेखा के साथ, CHARA सरणी 200 मील की दूरी पर देखे गए निकल के कोणीय आकार के बराबर 200 माइक्रो-आर्सेकंड के रूप में विवरणों को हल करने में सक्षम है। CHARA ऐरे ने वेबर ऑफ़ स्टार को ऑप्टिकल लिंकोम्बिनेशन (FLUOR) साधन के लिए फाइबर लिंक्ड यूनिट में ले जाया गया, जो कि लैबोरेटरीयर डी'एट्यूड्स स्पैटियलस एट डी'इनस्टार्टिकेशन एन एस्ट्रोफॉरिक ऑफ़ ऑब्जर्वेटोइरे डी पेरिस द्वारा विकसित किया गया है।
वेगा के तेजी से रोटेशन का एक प्रमुख परिणाम ध्रुवीय से भूमध्य रेखा तक लगभग 2,300 केल्विन (4,000 डिग्री फ़ारेनहाइट) द्वारा प्रभावी वायुमंडलीय तापमान में एक महत्वपूर्ण गिरावट है। इस प्रभाव को, "ग्रेविटी डार्कनिंग" के रूप में जाना जाता है, पहली बार 1924 में सैद्धांतिक खगोलशास्त्री ई। ह्यूगो वॉन ज़िपेल ने भविष्यवाणी की थी।
वेगा की सतह के चमक वितरण के CHARA / FLUOR माप भी इसे दृढ़ता से "अंग को गहरा करने" के लिए दर्शाते हैं। लिम्ब डार्कनिंग एक स्टार की छवि में छवि के केंद्र से किनारे तक या छवि के "अंग" में घटती हुई चमक को संदर्भित करता है।
नए माप वेगा के लिए "पोल-ऑन" मॉडल के अनुरूप हैं, जो पहले एपलाचियन स्टेट यूनिवर्सिटी के रिचर्ड ओ ग्रे द्वारा प्रस्तावित किया गया था, जो प्रस्तावित करता है कि वेगा? पृथ्वी की ओर घूमने वाले बिंदुओं का ध्रुव है। वेगा के ध्रुव पर दृश्य का अर्थ है कि अपेक्षाकृत ठंडा भूमध्य रेखा तारे के अंग से मेल खाती है, जैसे कि गुरुत्वाकर्षण-अंधेरे प्रभाव अंग-अंधकार प्रभाव को और बढ़ाता है।
CHARA / FLUOR डेटा, वेगा के लिए ध्रुव पर गुरुत्वाकर्षण गुरुत्वाकर्षण मॉडल का समर्थन करते हैं, यह दिखाते हुए कि एक प्रभावी वातावरण तापमान के साथ एक स्टार के लिए उम्मीद की तुलना में वेगा के अंग का कालापन 2.2 माइक्रोन के तरंग दैर्ध्य पर 2.5 गुना अधिक मजबूत है। अंतर्राष्ट्रीय पराबैंगनी एक्सप्लोरर से अभिलेखीय टिप्पणियों से संकेत मिलता है कि वेगा के लिए यह मॉडल पूर्ण नहीं है। सुदूर पराबैंगनी तरंगदैर्घ्य पर, 140 नैनोमीटर से नीचे, मॉडल आमतौर पर बहुत उज्ज्वल होता है।
पृथ्वी से 25 प्रकाश वर्ष की दूरी पर स्थित तारामंडल ल्यारा में, वेगा हर 12.5 घंटे में एक बार अपनी धुरी पर घूमता है। तुलना के लिए, सूर्य की औसत रोटेशन अवधि लगभग 27 पृथ्वी दिन है। वेगा सूर्य से लगभग 2.5 गुना अधिक विशाल है, और 54 गुना तेज है।
वेगा की रोटेशन की तीव्र दर से, स्टार का वातावरण विकृत है, अपने ध्रुवों की तुलना में भूमध्य रेखा पर 23 प्रतिशत चौड़ा है। इस प्रकार के घूर्णी विकृति को शनि ग्रह की छवियों में देखा जा सकता है, जहां ग्रह का विषुवतीय व्यास ध्रुवीय व्यास की तुलना में लगभग 10 प्रतिशत व्यापक है। वेगा की घूर्णी विकृति का एक सीधा माप इसके पोल-ऑन उपस्थिति द्वारा छिपा हुआ है। हालाँकि, CHARA / FLUOR द्वारा मापा गया सटीक कोणीय व्यास और कालापन इस विकृति के अनुरूप है।
ये नतीजे स्टेट यूनिवर्सिटी ऑफ न्यूयॉर्क के डीन एम। पीटरसन के नेतृत्व में वेगा के हालिया मापों पर आधारित हैं, स्टनी ब्रूक, नेवी प्रोटोटाइप ऑप्टिकल इंटरफेरोमीटर का उपयोग करते हुए।
इस परिणाम के सह-लेखकों में एंटोनी एम? रैंड, विंसेंट कॉड शामिल हैं? डु फॉरेनो, एम्मानुएल डि फोल्को, और ऑब्जर्वेटोइरे डी पेरिस-मेउडन, फ्रांस के पियरे केरवेल्ला; ओलिवियर लीबिल विश्वविद्यालय, जीई; बेल्जियम; नेशनल ऑप्टिकल एस्ट्रोनॉमी ऑब्जर्वेटरी, टक्सन, एरिज़ोना और नासा के स्टीफन टी। रिडवे; हेरोल्ड ए। मैक्लिस्टर, थियो ए। दस ब्रूमेलेर, जुडिट स्टुरमैन, लेज़्लो स्टुरमैन और निल्स एच। टर्नर ऑफ द सेंटर फॉर हाई एंगुलर रिजोल्यूशन एस्ट्रोनॉमी, जॉर्जिया स्टेट यूनिवर्सिटी, अटलांटा, जॉर्जिया और माउंट विल्सन ऑब्जर्वेटरी, कैलिफोर्निया; मिशिगन विश्वविद्यालय के डेविड एच। बर्जर, एन आर्बर, मिशिगन।
यह कार्य जेटसन प्रोपल्शन लेबोरेटरी (जेपीएल) के साथ अनुबंध के तहत नासा द्वारा मिशेलसन फैलोशिप प्रोग्राम के माध्यम से वित्त पोषित किया गया था। JPL को कैलिफोर्निया इंस्टीट्यूट ऑफ टेक्नोलॉजी द्वारा NASA के लिए प्रबंधित किया गया है। CHARA Array का संचालन सेंटर फॉर हाई एंगुलर रेजोल्यूशन एस्ट्रोनॉमी, जॉर्जिया स्टेट यूनिवर्सिटी, अटलांटा, GA द्वारा किया जाता है। अतिरिक्त समर्थन राष्ट्रीय विज्ञान फाउंडेशन, कीक फाउंडेशन और पैकर्ड फाउंडेशन से आता है।
राष्ट्रीय ऑप्टिकल खगोल विज्ञान वेधशाला NSF के साथ एक सहकारी समझौते के तहत, खगोल विज्ञान इंक (AURA) में अनुसंधान के लिए विश्वविद्यालयों के एसोसिएशन द्वारा संचालित है।
मूल स्रोत: NOAO समाचार रिलीज़
