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Vega

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Vega
Vega 01.jpg
Foto que retrata a Vega. Crédito: CAST
Clasificación Estrella blanca de secuencia principal
Clase espectral A0 Va [1]
Tipo de variable sospecha de Delta Scuti [1] [2] [3]
Periodo de variabilidad 0,1903 días [3]
Distancia del sol 25,3 ± 0,1 al (7,76 ± 0,03 pc ) [4]
Constelación Lira
Coordenadas
(en el momento J2000.0 )
Ascensión recta 18 h 36 m 56,3364 s [5]
Declinación + 38 ° 47 ′ 1.291 ″ [5]
Lat. galáctico 067,4482 ° [5]
Largo. galáctico + 19,2373 ° [5]
Datos físicos
Radio medio 2,26 × 2,78 [6] R
Masa
2,11 [7] M
Aceleración de gravedad en la superficie 4,1 ± 0,1 log g [6]
Período de rotación 12,5 horas
Velocidad de rotacion 274 km / s [6] [7]
Temperatura
superficial
9 602 ± 180 K [8] (promedio)
Brillo
37 ± 3 [6] L
Índice de color ( BV ) 0,00 [5]
Metalicidad [M / H] = −0,5 [8]
Edad estimada 386–572 millones de años [7]
Datos de observación
Aplicación Magnitude. +0.03 [5] [9]
Magnitud abs. +0.58 [10]
Paralaje 128,93 ± 0,55 mas [5]
Moto propia AR : 201,03 ± 0,63 [5] mas / año
Dic : 287,47 ± 0,54 [5] mas / año
Velocidad radial −13,9 km / s [5]
Nomenclaturas alternativas
Wega, [11] Lucida Lyrae, [12] Fidis, Vultur Cadens, [13] [14] Waghi, Vagieh, Veka, [15] α Lyr , 3 Lyr , GJ 721, HR 7001, BD + 38 ° 3238, HD 172167, HIP 91262, SAO 67174, WDS 18369 + 3846, Gliese 721, [5] NSV 11128 [1]

Coordenadas : Carta celeste 18 h 36 m 56,3364 s , + 38 ° 47 ′ 01,291 ″

Vega ( AFI : / ˈvɛɡa / [16] [17] ; α Lyr / α Lyrae / Alfa Lyrae ) es la estrella más brillante de la constelación de Lyra , la quinta más brillante en el cielo nocturno , [18] y la segunda más brillante en el norte hemisferio celeste , después de Arthur . Cumbre noroeste del asterismo del Triángulo de Verano , [18] Vega es una estrella bastante cercana , ubicada a solo 25 años luz de distancia, la más brillante en términos absolutos dentro de un radio de 30 años luz del sistema solar .

Es una estrella blanca de secuencia principal de clase espectral A0 V, [1] que tiene una masa aproximadamente el doble que la del sol [7] y una luminosidad aproximadamente 37 veces mayor . [8] La estrella se caracteriza por una velocidad de rotación muy alta sobre su eje, lo que le da la apariencia de un esferoide achatado. Esta rápida rotación, debida a un fenómeno conocido como oscurecimiento gravitacional , se refleja en la temperatura fotosférica real , que varía según la latitud considerada: de hecho, se observó que la temperatura en el ecuador es aproximadamente 2000 K menor que en ese detectado en los polos , y es precisamente en la dirección de uno de ellos donde la estrella es visible desde la Tierra . [7] También se sospecha que es una variable Delta Scuti , [1] [2] [3] que manifiesta pulsaciones en el brillo de unas pocas centésimas de magnitud cada 0,19 días (aproximadamente 4,56 horas). [3]

Vega, definida por los astrónomos como "la estrella más importante del cielo después del Sol", [19] es de gran importancia en astronomía, ya que se utilizó para calibrar instrumentos de observación y como referencia para medir algunos parámetros comunes a todas las estrellas. ; [9] además, hace unos 12 000 años, debido a la precesión del eje de la Tierra , desempeñó el papel de Estrella Polar , y lo volverá a jugar en otros 13 700 años. [20]

A mediados de los años ochenta, el satélite IRAS descubrió que la estrella tiene un exceso de emisión infrarroja , atribuido a la presencia en órbita de un disco de polvo circunestelar . Estos polvos serían el resultado de múltiples colisiones entre objetos en órbita dentro de un cinturón de asteroides , similar al cinturón de Kuiper en el sistema solar. [21] Algunas irregularidades encontradas en el disco sugerirían la presencia en órbita de al menos un planeta , similar en masa a Júpiter . [22] [23]

El nombre Vega proviene de la segunda parte del nombre árabe de la estrella النسر الواقع an-nasr al-wāqi ' , águila voladora . [11] [15] [24]

Observación

Vega es la quinta estrella más brillante del cielo cuando se ve a simple vista , dada su magnitud aparente igual a +0.03, [5] [9] que, asociado con el característico color blanco-azul, la hace fácilmente distinguible incluso desde el cielo. muy contaminado en las grandes ciudades. [18] La fácil trazabilidad de la estrella también se ve favorecida por el hecho de que Vega constituye uno de los vértices del asterismo denominado Triángulo de Verano , cuyos componentes son, además de Vega, DenebCygni ) y AltairAquilae ) . [25] [26] Este triángulo rectángulo extendido es muy reconocible en los cielos nocturnos ya que no hay estrellas tan brillantes en su vecindad; Vega, la más brillante de las tres, se ubica en el vértice noroeste, que coincide con el ángulo recto .

La posición de Vega dentro de la constelación de la Lira .

Vega domina la pequeña constelación en la que se encuentra, la Lira , compuesta en su mayor parte por estrellas relativamente tenues; [18] por lo tanto, al estar en un entorno pobre en estrellas brillantes, especialmente hacia el oeste, su brillo es particularmente evidente.

Dada su declinación de + 38,7 °, Vega es una estrella del hemisferio celeste norte ; esta fuerte declinación hacia el norte significa que sólo puede ser visible desde latitudes al norte de 51 ° S, mientras que al norte de 51 ° N parece circumpolar , es decir, nunca se pone por debajo del horizonte . [15] [27] [28]

En las latitudes boreales templadas, la estrella se puede observar cerca del cenit durante las noches de verano; [29] de hecho, debido a su posición muy al norte, es visible desde este hemisferio durante la mayor parte del año. [25] La estrella comienza a hacerse claramente visible, en dirección este, en las tardes de finales de abril a principios de mayo; en esta ocasión aparece como la segunda estrella más brillante de la noche, después de Arturo , que es un poco más brillante. [18] Durante los meses de verano Vega alcanza su punto máximo, dominando el cielo; la estrella permanece visible incluso durante las tardes de otoño hacia el oeste, siempre relativamente alto en el horizonte. El mes de enero lo ve ponerse por debajo del horizonte occidental al anochecer , aunque, como está muy al norte de la eclíptica , ya era visible en el este poco antes del amanecer en noviembre.

En las latitudes medias del sur, por otro lado, está por encima del horizonte durante la temporada de invierno y permanece visible en el cielo nocturno sólo durante unos pocos meses al año. Su ascenso helíaco ocurre en marzo, mientras que se pone con el sol en septiembre; el mejor período para su observación en el cielo nocturno del sur es, por lo tanto, entre julio y agosto. [30]

Historia de observaciones

Una ilustración, tomada del atlas de uranometría de Johann Bayer , que representa la constelación de Lyra. La constelación también se representaba a menudo como un águila o un buitre; cerca de la punta del pico de la rapaz está la estrella Vega.

Vega es muy conocida desde la antigüedad , por su gran brillo y su brillante color blanco azulado. Las pocas referencias "científicas" que nos han llegado desde esta época se refieren principalmente a los catálogos de estrellas recopilados por astrónomos griegos y greco-romanos ( Hiparco y Ptolomeo en particular) y por astrónomos árabes de la Edad Media . [31]

La astrofotografía , o fotografía de objetos celestes, comenzó en 1840 cuando John William Draper tomó una imagen de la Luna . La primera estrella fotografiada, además del Sol, fue Vega; [11] [32] [33] la estrella fue fotografiada el 17 de julio de 1850 en el Observatorio de la Universidad de Harvard con una exposición de unos cien segundos, utilizando las técnicas de daguerrotipo . [9]

Henry Draper , editor de un importante catálogo estelar , fue el autor, en agosto de 1872 , de la primera reanudación del espectro de una estrella distinta al Sol: de hecho inmortalizó el espectro de Vega, logrando mostrar por primera vez la presencia de líneas de absorción , similares a las que se encuentran en el espectro del Sol. [34] [35] En 1879 William Huggins analizó las imágenes del espectro de Vega y otras estrellas similares, e identificó un grupo de doce "líneas muy nítidas" que eran común a esa categoría estelar: eran las líneas de la serie Balmer . [36]

Uno de los primeros intentos de medir una distancia estelar fue realizado por Friedrich Georg Wilhelm von Struve , quien, utilizando el método de paralaje , estimó para Vega el valor de 0,125 segundos de arco . [37] Friedrich Bessel mostró escepticismo sobre la medición de Struve y, cuando Bessel publicó un valor de 0.314 ″ para la estrella 61 Cygni , Struve reexaminó sus datos casi duplicando su estimación anterior. Este hecho desacreditó las medidas de Struve y llevó a Bessel a ser acreditado como el autor de la primera medida de un paralaje estelar. De hecho, el primer valor obtenido por Struve para Vega está muy cerca del valor aceptado actualmente, igual a 0,129 ″. [38] [39]

Los estudios fotométricos realizados en la década de 1930 mostraron una ligera variación en el brillo de la estrella, igual a ± 0,03 magnitudes. Dado que este valor estaba en el límite de la sensibilidad de los instrumentos de la época, la variabilidad de Vega quedó como hipótesis; las observaciones realizadas en 1981 en el Observatorio David Dunlap permitieron detectar nuevamente la presencia de estas ligeras variaciones, atribuidas a pulsaciones intrínsecas de la estrella que la convertirían en una variable Delta Scuti . [2] [40] Aunque Vega corresponde en gran medida al perfil físico característico de este tipo de estrellas variables, estas variaciones no han sido detectadas por otros observadores; por esta razón incluso se ha asumido que tales mediciones se ven afectadas por un error sistemático en la medición . [3] [41]

En 1983, se descubrió por primera vez un disco de polvo alrededor de Vega, a través del Satélite Astronómico Infrarrojo (IRAS), que detectó un exceso de radiación infrarroja, debido a la energía emitida por el polvo orbital que es calentado por la estrella. [42]

En las edades precesionales

La precesión del polo norte en la esfera celeste; Vega es la estrella más brillante en la parte inferior de la imagen.

Vega es una de las estrellas más interesantes del cielo: su posición, a 39 ° de declinación norte y coincidiendo con 18h de ascensión recta , hace que esté muy lejos de la eclíptica , hasta el punto de ser la primera magnitud de estrella. más cercano al polo norte de la eclíptica, que cae dentro de la constelación cercana del Dragón , un poco menos de 27 ° de ella. [27]

Debido al fenómeno conocido como precesión de los equinoccios , las coordenadas celestes de estrellas y constelaciones pueden variar significativamente, dependiendo de su distancia a los polos norte y sur de la eclíptica; un ciclo precesional tiene una duración de aproximadamente 25 770 años, [43] durante el cual el eje de rotación de la tierra realiza un movimiento de rotación que describe dos círculos opuestos en el cielo, uno en el hemisferio norte y otro en el sur. [20] En el transcurso de las épocas el eje de rotación visto desde la Tierra tiende a acercarse o alejarse aparentemente de varias estrellas; actualmente apunta al norte hacia una estrella de segunda magnitud antes conocida como Cynosura , la cola de la Osa Menor , que hoy toma el nombre de Polaris , la Estrella del Norte. [44] [45]

En unos 13 700 años, cuando la época precesional será opuesta a la actual, el eje de rotación de la tierra apuntará a pocos grados de Vega, que se convertirá así en el nuevo indicador del polo norte celeste ; [46] para alcanzarlo, el eje se acercará y primero cruzará la constelación de Cefeo y finalmente tocará la parte noroeste del Cisne. Incluso hace 12.000 años, Vega era la Estrella Polar, mientras que la actual Polaris, Cynosura, asumirá una declinación similar a la que tiene Vega hoy, subiendo y estableciendo regularmente incluso en las regiones de latitud norte media. [47] Vega es la más brillante de todas las estrellas que se han alternado y se alternarán en el papel de Estrella Polar. [11]

Características físicas

Estructura, masa, edad y brillo.

La posición de Vega y el Sol en la secuencia principal del diagrama HR .

Vega se clasifica como una estrella blanca del tipo espectral A0 V [48] ​​que se encuentra en la secuencia principal , [9] donde, como la mayoría de las otras estrellas, está convirtiendo hidrógeno en helio en su núcleo mediante fusión nuclear .

Durante esta fase de estabilidad, Vega produce la mayor parte de la energía que irradia a través del ciclo CNO , un proceso de fusión que, utilizando carbono , nitrógeno y oxígeno como intermediarios, combina protones para formar núcleos de helio . Este proceso requiere, para que se lleve a cabo de manera eficiente, una temperatura de al menos 15.000.000-17.000.000 K , [49] superior a la presente en el núcleo del Sol (alrededor de 13.000.000-15.000.000 [50] ), y es más rentable que el mecanismo utilizado por nuestra estrella como el medio principal [51] para producir energía, la cadena protón-protón . El ciclo de CNO es muy sensible a la temperatura; por ello el núcleo de la estrella, al contrario de lo que ocurre en el núcleo solar , es sede de intensos movimientos convectivos , [52] que permiten "mezclar" y distribuir uniformemente los materiales residuales de procesos nucleares; la región suprayacente, por otro lado, está en un estado de equilibrio radiativo . Esta configuración es exactamente opuesta a la del Sol, que en cambio tiene una zona radiativa centrada en el núcleo y una región convectiva por encima de él. [53] [54] A la luz de una emisión de rayos X baja, se cree que la estrella tiene una corona muy tenue, o incluso que esta es inexistente. [55]

Vega ha estado en la secuencia principal durante unos 386 - 511 millones de años, y se estima que permanecerá allí durante al menos otros 700 - 500 millones de años; [1] [56] [57] por lo tanto Vega estaría aproximadamente en el medio de su secuencia principal, [57] al igual que el Sol, cuya secuencia principal es sin embargo diez veces más larga. De hecho, las estrellas más masivas (y, en consecuencia, más brillantes [58] ) utilizan su combustible nuclear más rápido que otras, debido al hecho de que las reacciones nucleares proceden a un ritmo más rápido para contrarrestar el colapso gravitacional , directamente proporcional a la masa, a a lo que la estrella está sujeta de forma natural: Vega es de hecho unas 2,11 veces más masiva [7] y unas 37 ± 3 veces más brillante que nuestra estrella . [1] [8]

El escenario posterior al final de la secuencia principal es predecible gracias a los modelos físico-matemáticos desarrollados sobre la evolución estelar : de hecho, al final de la secuencia principal, la estrella pasará por una serie de fases de inestabilidad, que primero serán llevarlo a expandirse en una gigante roja. , [59] [60] [61] por lo tanto, luego de varios ciclos de reacciones nucleares que culminarán con la producción de carbono y oxígeno , para contraerse en una enana blanca evanescente. [59] [62]

Las observaciones y mediciones fotométricas permitieron descubrir que Vega tiene una pequeña variabilidad , con un período de 0.107 días, presuntamente asociado a pulsaciones radiales del cuerpo celeste; sin embargo, no se sabe con certeza si realmente pertenece a la clase de variable Delta Scuti , a pesar de que las características físicas de Vega corresponden en gran medida a las de esta categoría de variables. [2]

Radio, rotación y temperatura

Comparación entre el diámetro polar y ecuatorial de Vega.

La determinación del radio de Vega, posible gracias al uso de técnicas interferométricas , arrojó un valor inesperadamente alto, igual a aproximadamente 2,73 ± 0,01 veces el solar [6] y aproximadamente un 60% más alto que el de Sirio ; según los modelos físicos, por otro lado, el diámetro de Vega debería haber superado el diámetro de Sirius en no más de un 12%. La causa de esta discrepancia se atribuyó desde el principio a la rápida rotación de la estrella , [9] como se confirmó en observaciones realizadas a través de CHARA Array en 2005. [6] [63]

La velocidad de rotación en el ecuador es igual a 274 km / s [6] [7] y corresponde al 91% de la velocidad límite que haría que una estrella se desintegre debido a la fuerza centrífuga ; [6] [63] A tal velocidad, la estrella tarda sólo 12,5 horas en girar sobre su eje. Esta rápida rotación le da a la estrella la apariencia de un esferoide achatado, por lo que se caracteriza por un fuerte aplanamiento polar y una hinchazón ecuatorial igualmente pronunciada: el radio en el ecuador es un 23% más alto que el radio polar. Por tanto, el radio polar de la estrella es igual a 2,26 ± 0,02 rayos solares (R ), mientras que el radio ecuatorial es 2,78 ± 0,02 R . [6] Sin embargo, es necesario tener en cuenta que, dado que el eje de rotación de Vega está inclinado no más de 5 grados con respecto a la línea de visión que lo conecta con la Tierra, [9] la hinchazón ecuatorial se observa en la dirección del polo, lo que puede llevar a una sobreestimación del valor real del radio.

Dimensiones de Vega, en su perfil ecuatorial (izquierda), con respecto al Sol (derecha).

Dado que, debido a la rotación, la aceleración resultante de la suma vectorial de la aceleración gravitacional local y la aceleración tangencial en los polos es mayor que el ecuador, según el teorema de von Zeipel también la luminosidad local y la temperatura efectiva son mayores en los polos: las medidas mostró que los polos que alcanzan una temperatura de 10000 K, mientras que en el ecuador es de solo 7600 K. En consecuencia, de acuerdo con la ley de Stefan-Boltzmann , si Vega se observara desde el plano ecuatorial, su brillo parecería tener más de la mitad. [19] [64] El gradiente térmico resultante crea una región de convección en la atmósfera que rodea el ecuador, [6] [65] mientras que el resto de la atmósfera probablemente se encuentra en un estado de equilibrio radiativo. [66]

Esta gran diferencia entre los polos y el ecuador produce un efecto de oscurecimiento gravitacional : observado en los polos, la estrella de hecho tiene un borde más oscuro de lo que normalmente se observaría en el caso de una estrella casi perfectamente esférica (el llamado oscurecimiento en el borde ).

Si Vega tuviera una velocidad de rotación mucho menor (y por tanto fuera simétricamente esférica) e irradiara en todas direcciones la misma cantidad de energía que irradia desde los polos, su brillo sería 57 veces mayor que el del Sol, un valor muy superior al obtenido de. las observaciones; [6] sin embargo, dicho valor sería mucho más alto que el predicho teóricamente para una estrella con una masa similar a Vega, que no excedería los 40 L . [6]

Espectro y composición química

El espectro de Vega en longitudes de onda de 3 820 a 10 200 Å ; las ranuras del gráfico coinciden con las líneas de absorción del espectro de difracción debajo de él.

El espectro visible de Vega está dominado por las líneas de absorción de hidrógeno, en particular por la serie de Balmer , que consta, en el visible, de cuatro líneas a diferentes longitudes de onda , que son producidas por la emisión de un fotón por el único electrón del átomo de hidrógeno. que, de un estado excitado, se mueve al nivel cuántico descrito por el número cuántico principal n = 2. [67] [68] Las líneas de los otros elementos son relativamente débiles, y las principales son relativas al magnesio ionizado, hierro [ 69] y cromo . [70]

Las investigaciones espectrales permitieron determinar la metalicidad de la estrella; Los astrónomos utilizan el término "metales" para definir en general elementos que tienen un número atómico superior al del helio. La metalicidad de la fotosfera de Vega es solo el 32% de la abundancia de elementos pesados ​​presentes en la atmósfera solar; [71] en comparación, el Sol tiene una metalicidad (Z) de aproximadamente Z = 0.0172 ± 0.002. [72] Por lo tanto, en términos de abundancia, solo el 0,54% de Vega se compone de elementos más pesados ​​que el helio. Esta metalicidad inusualmente baja convierte a Vega en una estrella tipo Lambda Bootis . [73] [74] [75]

La proporción de hidrógeno a helio observada para Vega es 0.030 ± 0.005, aproximadamente el 60% de la del Sol; esta diferencia podría deberse a la falta de una zona convectiva justo debajo de la fotosfera (de hecho está ubicada, dentro de Vega, cerca del núcleo): la transferencia de energía se produce principalmente por irradiación , que podría estar también en el origen de una difusión anómala de los elementos dentro de la estrella. [76]

Movimientos espaciales

Animación que muestra el movimiento espacial y el aumento de brillo de Vega; las otras estrellas, que en realidad están en movimiento, se muestran como fijas con fines didácticos.

Las mediciones más precisas disponibles sobre el movimiento espacial de Vega indican que su velocidad radial , que es el componente del movimiento estelar orientado en la dirección de visión de la Tierra, es -13,9 ± 0,9 km / s; [77] el signo negativo indica que su luz se desplaza hacia el azul y, por lo tanto, la estrella se acerca al sistema solar .

El movimiento propio , que es el componente del movimiento transversal con respecto a la línea de visión, hace que Vega se mueva con respecto al fondo de las estrellas más distantes. Las mediciones precisas de su posición permitieron calcular un movimiento de 202,04 ± 0,63 miliarcosegundos por año (mas / año) en ascensión recta y 287,47 ± 0,54 mas / año en declinación ; [78] el movimiento neto de la estrella es 327,78 miliarcosegundos por año, [79] equivalente a un cambio de un grado cada 11.000 años.

En el sistema de coordenadas galácticas las componentes de la velocidad de la estrella son U = −13,9 ± 0,9, V = −6,3 ± 0,8 y W = −7,7 ± 0,3, [57] donde U indica la velocidad con respecto al centro galáctico , V con con respecto a la dirección de rotación galáctica y W con respecto al polo norte galáctico , con una velocidad neta de 17 km / s. [80] La componente radial, en la dirección del Sol, es de -13,9 km / sy la velocidad transversal es de 9,9 km / s.

La comparación de los datos astrométricos de Vega y otras estrellas mostró que es parte de una asociación estelar , la asociación Castor , que incluye 16 estrellas entre las que se encuentran ZubenelgenubiLib ), AlderaminCep ), CastorGem ) y Fomalhaut ( α PsA ). Los miembros de la asociación se mueven casi en paralelo con velocidades similares (alrededor de 16,5 km / s [81] ); esta característica implicaría un origen común del grupo como un cúmulo abierto por una nube molecular gigante , que a lo largo de millones de años se ha dispersado dando lugar a la asociación actual. [82] La edad estimada de este grupo es de unos 200 ± 100 millones de años, en consonancia con la edad media de los miembros de la asociación. [57]

Brillo aparente comparado con el tiempo

Vega se encuentra actualmente a 25,3 años luz del Sol; [1] desde esta distancia, la estrella aparece como la quinta estrella más brillante del cielo. [18] Sin embargo, su progresiva aproximación al sistema solar lo llevará, dentro de los próximos 200.000 años, a incrementar su brillo aparente con bastante rapidez; Sirio es la estrella más brillante actual del cielo (con una magnitud de -1,46) y lo seguirá siendo durante los próximos 60.000 años, durante los cuales aumentará su brillo (casi tocando magnitud -1,7) para luego ir hacia un debilitamiento progresivo; [83] El brillo de Altair aumentará aún más rápido, pasando de un valor actual de 0,77 a -0,53 en 140.000 años, y luego decayendo con la misma rapidez. [83] Arthur se encuentra actualmente en el punto más cercano a nosotros, por lo que en el futuro su brillo disminuirá, como el de Canopus , que hasta hace 90 000 años era la estrella más brillante del cielo. La estrella actual más cercana a nosotros es α Centauri , que continuará acercándose y aumentando su brillo durante los próximos 25 000 años, después de lo cual la estrella comenzará a alejarse del sistema solar y a disminuir su brillo aparente. [83]

Las simulaciones sugieren que la combinación de su movimiento de aproximación y la recesión simultánea y el consiguiente oscurecimiento de algunas de las estrellas más brillantes de la época actual harán de Vega, durante el período comprendido entre 210.000 y 480.000 años, la estrella más brillante del mundo. Cielo; [47] Vega alcanzará una magnitud máxima de -0,81 en 290.000 años, el período de tiempo necesario para alcanzar la distancia mínima de 17 años luz del sistema solar. [84] Posteriormente, la estrella se alejará, disminuyendo progresivamente su brillo aparente hasta alcanzar, en unos pocos millones de años, una distancia tal que la hará invisible a simple vista. [47]

La tabella sottostante indica i dati delle magnitudini apparenti delle stelle esaminate nel grafico, con un campionamento di 25 000 anni; il grassetto indica la stella più luminosa nel periodo indicato.

La luminosità di alcune delle stelle più luminose nell'arco di 200 000 anni.
Anni Sirio Canopo α Centauri Arturo Vega Procione Altair
−100 000 −0,66 −0,82 2,27 0,88 0,33 0,88 1,69
−75 000 −0,86 −0,80 1,84 0,58 0,24 0,73 1,49
−50 000 −1,06 −0,77 1,30 0,30 0,17 0,58 1,27
−25 000 −1,22 −0,75 0,63 0,08 0,08 0,46 1,03
0 −1,43 −0,72 −0,21 −0,02 0,00 0,37 0,78
25 000 −1,58 −0,69 −0,90 0,02 −0,08 0,33 0,49
50 000 −1,66 −0,67 −0,56 0,19 −0,16 0,32 0,22
75 000 −1,66 −0,65 0,30 0,45 −0,25 0,37 −0,06
100 000 −1,61 −0,62 1,05 0,74 −0,32 0,46 −0,31

Utilizzo per la calibrazione degli strumenti osservativi

La brillantezza di Vega (qui fotografata nella Lira) era presa come valore di base (0) della scala delle magnitudini .

Vega è stata utilizzata a lungo come "stella modello" per calibrare i telescopi ed altri strumenti osservativi e come riferimento per la misurazione di alcuni parametri comuni a tutte le stelle, quali magnitudine , luminosità, temperatura effettiva , indice di colore e spettro. [9]

La brillantezza di una stella osservata dalla Terra viene espressa tramite una scala logaritmica standard, la magnitudine : si tratta di un valore numerico che decresce all'aumentare della luminosità della stella. Nel cielo notturno le stelle più deboli che possono essere percepite ad occhio nudo sono circa di magnitudine 6, mentre le stelle più brillanti hanno valori di magnitudine negativi. Per standardizzare la scala delle magnitudini, gli astronomi hanno scelto Vega per rappresentare la magnitudine 0; per molti anni quindi la stella fu utilizzata per calibrare le scale di luminosità nella fotometria . [85] Attualmente il valore di magnitudine zero viene tuttavia definito in termini di flusso, poiché risulta di maggiore comodità: Vega infatti non è sempre visibile per effettuare direttamente le calibrazioni. [86]

Il sistema fotometrico UBV misura la magnitudine delle stelle mediante filtri ultravioletti , blu e gialli che corrispondono ai valori U , B e V . Vega è una delle sei stelle utilizzate per stabilire i valori medi per questo sistema fotometrico al momento della sua introduzione negli anni cinquanta . La magnitudine media per queste stelle fu definita come UB = BV = 0, essendo la medesima per le controparti gialle, blu e ultraviolette dello spettro elettromagnetico . [87] Vega ha quindi uno spettro elettromagnetico relativamente piatto nella regione visibile (350 nm <λ<850 nm), in quanto la radiazione che emette ha una densità di flusso di 2000-4000 jansky (Jy). [88] Tuttavia si è notato che la densità di flusso di Vega diminuisce rapidamente nella regione dell' infrarosso , con un valore di circa 100 Jy ad una lunghezza d'onda di 5000 nm (5 micrometri – µm – ). [89]

La scoperta della sua rapida rotazione potrebbe mettere in discussione molti dei dati formulati assumendo per la stella una simmetria sferica; l'affinamento di queste conoscenze, insieme allo sviluppo di nuovi modelli fisici, permette un miglioramento degli strumenti di calibrazione. [90]

Il sistema

Eccesso di radiazione infrarossa

Lo spettro infrarosso di Vega, redatto sulla base dei dati dei satelliti IRAS e ISO e dei modelli fisici sviluppati.

Una delle prime scoperte compiute dal satellite IRAS ( InfraRed Astronomy Satellite ) fu, nel 1983 , quella di un eccesso di emissione di radiazione infrarossa da parte di Vega. Misurato alle lunghezze d'onda di 25, 60 e 100 µm , la sua origine è stata circoscritta ad una regione di spazio centrata sulla stella il cui raggio era pari a circa 10 secondi d'arco (") ; in base alla distanza stimata della stella, si è dedotto che questo raggio corrispondesse ad un'area di circa 80 unità astronomiche (UA) centrata su di essa. Le prime ipotesi formulate sostenevano che questa radiazione provenisse da un campo di materia orbitante attorno alla stella, che rifletteva sotto forma di radiazione infrarossa la luce che riceveva dalla Vega. Inizialmente si riteneva che questo disco circumstellare fosse costituito da polveri di dimensioni millimetriche; [91] infatti, se le particelle fossero state più piccole, esse sarebbero state spazzate via facilmente dal vento e dalla radiazione della stella, o risucchiate verso di essa a causa dell' effetto Poynting-Robertson . [91]

Ulteriori misure, effettuate alla lunghezza d'onda di 193 µm, hanno mostrato un flusso radiativo inferiore a quello previsto dall'ipotesi delle particelle millimetriche, il che suggeriva che le particelle dovessero avere dimensioni ben più modeste, dell'ordine di 100 µm o inferiori. Questo implicava che, per mantenere un simile quantitativo di polveri in orbita, data la loro volatilità, dovesse essere presente una fonte che provvedesse al ricambio di tali materiali. Uno dei meccanismi proposti, ma in seguito scartati, per mantenere costante il livello delle polveri prevedeva la presenza di un disco di materia fusa in procinto di formare un pianeta. [91] I modelli formulati in merito alla distribuzione delle polveri indicavano una disposizione a disco circolare, con un raggio di 120 UA, all'interno del quale era presente una lacuna di raggio non inferiore a 80 UA. [92]

Le analisi spettroscopiche hanno mostrato che le polveri del disco di Vega sono composte prevalentemente da grafite ed altri allotropi amorfi del carbonio , [93] con una piccola percentuale (~5%) di silicati , in particolare olivine e forsteriti . [94]

Vega è il prototipo di una classe di stelle di sequenza principale che presentano tutte un particolare eccesso di emissione infrarossa, dovuto alla presenza in orbita di un disco di polveri; tali stelle, dette stelle di tipo Vega o, in lingua inglese , Vega-like , [95] [96] [97] [98] rivestono particolare importanza in quanto il loro studio potrebbe fornire importanti indicazioni sull'origine del sistema solare. [98]

Indagini successive sul disco circumstellare

Le immagini ad alta risoluzione riprese dal telescopio spaziale Spitzer che mostrano Vega nell'infrarosso, rispettivamente a λ =24 µm (sinistra) e λ=70 µm (destra). NASA

Nel 2005 il telescopio spaziale Spitzer della NASA ha ripreso delle immagini ad alta risoluzione a diverse lunghezze d'onda dell'infrarosso delle polveri attorno a Vega; a seconda della lunghezza d'onda ( λ ) presa in considerazione si è notato che le polveri presentano una differente estensione: a λ=24 µm il disco di polveri si estende per 43" (oltre 330 UA), a λ=70 µm per 70" (543 UA) ea λ=160 µm per 105" (815 UA). Le indagini condotte su queste immagini hanno rivelato che il disco si presenta pressoché circolare e privo di addensamenti di materia, e che sarebbe costituito da particelle di dimensioni variabili tra 1 e 50 µm. [21] La massa totale delle polveri è stata stimata in circa 3 × 10 −3 volte la massa della Terra . [99] La produzione di tali polveri sarebbe dovuta alle molteplici collisioni che si verificherebbero tra gli asteroidi di una popolazione analoga a quella presente nella fascia di Kuiper del sistema solare; quindi quello in orbita attorno a Vega sarebbe in realtà da considerarsi più un disco di detriti che non un disco protoplanetario , come è stato ipotizzato in precedenza. [23] Il confine interno del disco, posto a circa a 11" ± 2" (70–102 UA), è delimitato dalla pressione della radiazione emessa dalla stella, che quindi spinge verso l'esterno i detriti generati nelle collisioni all'interno della cintura .

Tuttavia, per spiegare la continua produzione di polveri osservata, il disco avrebbe dovuto possedere una massa iniziale estremamente grande, stimata in centinaia di volte la massa di Giove ; un simile valore risulta, ovviamente, spropositato. [21] Per questo motivo si ritiene più probabile che queste polveri siano state prodotte dalla rottura, a seguito di una collisione recente con una cometa o asteroide di dimensioni medio/grandi, di un oggetto di dimensioni paragonabili a quelle di Plutone , ad una distanza di circa 90 UA dalla stella. [1] Il disco di polveri sarebbe quindi molto più giovane rispetto all'età della stella, e si ritiene che verrà spazzato via dal vento stellare entro mille anni [1] se non avverranno altre collisioni in grado di ristabilire la quantità originaria delle polveri perse. [21]

Raffigurazione artistica della massiccia collisione che potrebbe aver dato origine all'anello di polveri attorno a Vega. NASA

Le osservazioni condotte nell'infrarosso vicino dal CHARA Array nel 2006 hanno rivelato l'esistenza di una seconda banda di polveri più interna, ad una distanza di circa 5–8 UA dalla stella, surriscaldata dalla radiazione stellare sino ad oltre 1500 K. [93] Poiché l'intensa pressione di radiazione della stella sarebbe in grado di spazzar via questa struttura in pochi anni, gli astronomi ritengono che all'interno di essa vi sia un alto tasso di produzione di polveri, dovuto a continue collisioni di corpi cometari o asteroidali. Un simile bombardamento troverebbe una spiegazione ipotizzando la migrazione all'interno del disco maggiore di uno o più pianeti giganti gassosi , i quali avrebbero quindi perturbato le orbite degli asteroidi di questa fascia catapultandoli verso le regioni interne. [100] Queste teorie alimentano l'ipotesi che attorno a Vega possa orbitare quindi un vero e proprio sistema planetario . [93]

Possibile presenza di pianeti

Immagine in falsi colori ripresa dalla camera SCUBA del JCMT che mostra le strutture del disco di Vega; * indica la posizione della stella, mentre × la probabile posizione e direzione dell'ipotetico pianeta.

Le osservazioni effettuate dal James Clerk Maxwell Telescope (JCMT) nel 1997 hanno rivelato una "regione brillante e allungata" ad una distanza di 70 UA da Vega. Si è ipotizzato che questa struttura potesse essere il risultato di una perturbazione del disco di polveri causata da un pianeta o da un altro oggetto orbitante circondato dalle polveri. Gli astronomi del Joint Astronomy Centre , che gestisce il JCMT, hanno ipotizzato che l'immagine potrebbe mostrare un sistema planetario in formazione. [101] Le ricerche condotte dagli astronomi, sfruttando anche i telescopi Keck , non sono riuscite a rilevare l'eventuale radiazione emessa da possibili pianeti o nane brune in orbita attorno alla stella. [1]

In una pubblicazione del 2002 si è ipotizzato che i particolari agglomerati nel disco potessero essere causati da un pianeta di massa paragonabile a quella di Giove , posto su un'orbita altamente eccentrica ; le polveri si sarebbero accumulate in orbite in risonanza con questo ipotetico pianeta, dando origine ai conglomerati osservati. [102] Nel 2003 è stata formulata un'altra ipotesi, che prevedeva l'esistenza di un pianeta di massa paragonabile a quella di Nettuno , migrato da una distanza di 40 UA fino a 65 UA in circa 56 milioni di anni, [22] con un'orbita sufficientemente ampia da non perturbare le regioni interne del sistema e permettere quindi la formazione di pianeti rocciosi vicini alla stella. La migrazione avrebbe richiesto l'interazione gravitazionale con un secondo pianeta di massa più elevata posto in un'orbita più interna. [103]

Nel 2005 , mediante l'utilizzo di un coronografo montato sul telescopio Subaru alle Hawaii , gli astronomi sono riusciti ad affinare le stime sulle dimensioni del probabile pianeta, affermando che avrebbe una massa non superiore alle 5–10 masse gioviane. [104] Anche se un pianeta attorno a Vega non è stato ancora osservato direttamente (come è accaduto, al contrario, nei casi di Fomalhaut [105] o HR 8799 , [106] due stelle Vega-like ), o comunque confermato mediante altri metodi di individuazione , non può essere esclusa la presenza di un sistema planetario, contenente probabilmente anche degli eventuali pianeti di tipo terrestre in un'orbita più vicina alla stella. L' inclinazione orbitale degli eventuali pianeti sarebbe verosimilmente allineata al piano equatoriale della stella. [107]

Nel 2021, una pubblicazione su osservazioni degli spettri di Vega in un periodo di tempo di 10 anni, hanno rilevato il segnale di un candidato esopianeta con un periodo di 2,3 giorni; gli autori sostengono che le possibilità che sia un falso positivo sono solo dell'1%. Il pianeta avrebbe una massa minima di 22 volte quella della Terra, tuttavia non è nota l' inclinazione orbitale ed essendo Vega vista da Terra da uno dei suoi poli ( i =6,2°) la massa minima richiederebbe un' orbita polare , mentre se il pianeta orbitasse sullo stesso piano della rotazione di Vega la massa sarebbe 10 volte maggiore, ossia 0,6 volte quella di Giove . [108]

Prospetto del sistema
Pianeta Tipo Massa Periodo orb. Sem. maggiore Eccentricità
b Gigante gassoso21,9 ± 5,1 M 2,42977 giorni 0,04555 UA 0,25 ± 0,15
Disco di polveri 86-815 UA 6.2°?

Il cielo visto da Vega

Il cielo come apparirebbe se visto da Vega. Celestia

Un ipotetico osservatore situato su un eventuale pianeta in orbita attorno a Vega vedrebbe il cielo leggermente diverso da quello osservabile sulla Terra: questo perché le distanze dal sistema solare di molte delle stelle più brillanti visibili dal nostro pianeta differiscono in maniera sostanziale rispetto a quelle che le separano da Vega.

Altair dista da Vega 14,8 anni luce, [109] contro i 16,7 che la separano dal Sole; [110] apparirebbe quindi appena più brillante (con una magnitudine apparente pari a 0,49 [111] ) che vista dalla Terra. Lo stesso discorso vale per Arturo , che dista dall'astro principale della Lira 32 al [109] (contro i 37 che la distanziano dal sistema solare [112] ), e quindi appare nel cielo di Vega come un oggetto di magnitudine −0,33. [111] Sirio e Procione , rispettivamente prima e ottava stella più brillante del cielo terrestre, distano rispettivamente 33 e 34 al da Vega, il che le farebbe apparire come delle modeste stelle di seconda e terza grandezza. [109]

Un aspetto curioso riguarda come apparirebbe il Sole se osservato da Vega. Com'è noto, Vega è visibile dal sistema solare in direzione di uno dei suoi poli ; se l'asse di rotazione di questo ipotetico pianeta fosse perpendicolare al piano orbitale, e quindi puntasse nella medesima direzione dell'asse stellare, il Sole apparirebbe come la stella polare . [113] Il Sole apparirebbe comunque come un debole astro di magnitudine 4,2, [111] [113] e risulterebbe visibile alle coordinate diametralmente opposte a quelle alle quali Vega risulta visibile dalla Terra (nel sistema di coordinate equatoriali terrestri sarebbero AR=6 h 36 m 56,3364 s — Dec=−38° 47′ 01,291″), che corrispondono alla regione occidentale della costellazione della Colomba . Non lontano dalla nostra stella risulterebbe visibile Sirio, mentre dalla parte opposta brillerebbe Canopo , che apparirebbe lievemente meno brillante rispetto al cielo terrestre. [113]

Nella cultura

Etimologia

Un'immagine della costellazione della Lira ripresa dall'edizione del 1512 dell'atlante astronomico di Regiomontano .

Il nome originario della stella, Wega (in seguito corrotto in Vega), [11] deriva da una libera traslitterazione della parola araba wāqi ( planante ), estratta dalla frase النسر الواقع an-nasr al-wāqi' , "l'avvoltoio planante", [24] che era il nome con cui designarono la stella gli astronomi arabi dell' XI secolo , i quali videro nella Lira la forma di un'aquila (o un altro uccello rapace, probabilmente un avvoltoio) nell'atto di planare. [114] La rappresentazione della costellazione come un avvoltoio non era nuova: era infatti già riconosciuta come tale dagli Egizi [115] e nell' antica India . [116] [117] Il nome comparve per la prima volta in Occidente nelle tavole alfonsine , [11] compilate tra il 1215 e il 1270 per ordine del re di Castiglia Alfonso X , e si affermò nel corso del XIII secolo . [118] In quest'epoca erano molto diffuse diverse varianti del nome originale arabo, in particolare Waghi , Vagieh e Veka . [15]

Mitologia ed esoterismo

Intorno a Vega, per via della sua grande brillantezza e della sua posizione nel cielo notturno, si è intessuto un discreto apparato mitologico e religioso-esoterico.

Per gli Assiri la stella si chiamava Dayan-same , il "Giudice dei Cieli", mentre per gli Accadi era Tir-anna , la "Vita del Cielo"; i Babilonesi la conoscevano presumibilmente con nome Dilgan , "il Messaggero della Luce", attribuito anche ad altre stelle. [11]

Gli antichi Greci , così come i Romani dopo di loro, ritenevano che la costellazione della Lira rappresentasse lo strumento musicale di Orfeo , costruito da Ermes sfruttando il carapace di una tartaruga come cassa armonica e il budello di una pecora per fabbricare le corde ; [47] Vega rappresentava il manico della lira ed era nota col nome di Λύρα ( Lyra ). [12] Presso i Romani l'astro era noto, oltre che col nome Lyra , anche con i sinonimi Fidis , Fides e Fidicula , tutti indicanti lo strumento di Orfeo; [11] inoltre la data d'inizio della stagione autunnale era stata scelta in modo da coincidere con la data in cui Vega tramontava al sorgere del Sole. [11]

La stella è associata al mito di七夕( Qi Xi , " I Sette Crepuscoli"), originario della Cina ma molto diffuso, seppur con alcune varianti, anche in Corea e Giappone . [11] Il mito tratta della storia d'amore che lega織女( Zhi Nü , "la Tessitrice", che rappresenta Vega) e il marito牛郎( Niu Lang , "il Mandriano", ovvero la stella Altair ), che si trova insieme ai due figli della coppia (le vicine stelle Tarazed e Alshain ); [114] i due coniugi sono costretti a restare separati alle due sponde del 銀河 "Fiume d'Argento" (la Via Lattea ). [119] Tuttavia, i due possono incontrarsi per un solo giorno all'anno, la "settima notte della settima luna" (ovvero il settimo giorno del settimo mese del calendario lunisolare cinese, corrispondente nel calendario gregoriano agli inizi del mese di agosto); [114] in questa circostanza le gazze si adoperano per formare con le loro ali un momentaneo ponte che unisca le due rive del fiume, permettendo l'incontro dei due amanti. [114] Da questo mito traggono origine due festività: in Cina il Qi Qiao Jie , mentre in Giappone il Tanabata . [120]

Presso i popoli polinesiani Vega era nota come whetu o te tau , la stella dell'anno : infatti il sorgere eliaco della stella, per un certo periodo della storia di queste popolazioni, segnava l'inizio del nuovo anno e il momento in cui il terreno poteva essere preparato per piantare i vegetali coltivati; questa funzione fu in seguito assunta dalle Pleiadi . [121]

Nella religione zoroastriana era talvolta associata a Vanant, una divinità minore il cui nome significa "conquistatore". [122]

Nell' astrologia medioevale occidentale ed araba Vega era annoverata tra le quindici stelle fisse beheniane , stelle di importanza magica denominate da Agrippa di Nettesheim Behenii (donde il loro nome), dall'arabo bahman che significa radice ; i suoi pianeti collegati erano Mercurio e Venere, la pietra preziosa l' olivina e la pianta la santoreggia invernale . [14] Agrippa assegnò inoltre alla stella il simbolo cabalistico Agrippa1531 Vulturcadens.png con il nome Vultur cadens ("Avvoltoio cadente"), una traduzione letterale in latino del nome arabo. [13]

Eponimia

La stella ha dato il proprio nome a numerosi manufatti umani, prevalentemente mezzi di trasporto e strumenti scientifici. Vega è stata la prima stella a cui sia stata intitolata, nel 1971 , un' automobile , la Chevrolet Vega ; [114] alla stella è stato intitolato anche un velivolo , il Lockheed Vega . [123] L' Agenzia Spaziale Europea ha assegnato il nome della stella ad un suo lanciatore , [124] mentre l' Unione Sovietica alle sonde Vega 1 e 2 , dalle iniziali delle destinazioni esplorative, il sorvolo di Venere ( VEnus ) e l'analisi della cometa di Halley ( GAlley , nella pronuncia russa).

Note

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Voci correlate

Voci generiche

Vega nella costellazione della Lira.

Posizione

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