Vega

Dezambiguizare - Dacă sunteți în căutarea altor semnificații, consultați Vega (dezambiguizare) .

Vega
Fotografie care înfățișează Vega. Credit: CAST
Clasificare	Secvența principală stea albă
Clasa spectrală	A0 Va [1]
Tipul variabilei	suspectat de Delta Scuti [1] [2] [3]
Perioada de variabilitate	0,1903 zile [3]
Distanța de la Soare	25,3 ± 0,1 al (7,76 ± 0,03 buc ) [4]
Constelaţie	Liră
Coordonatele
(la momentul respectiv J2000.0 )
Ascensiunea dreaptă	18 h 36 m 56,3364 s [5]
Declinaţie	+ 38 ° 47 ′ 1,291 ″ [5]
Lat. galactic	067,4482 ° [5]
Lung. galactic	+ 19.2373 ° [5]
Date fizice
Raza medie	2,26 × 2,78 [6] R ⊙
Masa	2.11 [7] M ⊙
Accelerare de greutate la suprafață	4,1 ± 0,1 log g [6]
Perioada de rotație	12,5 ore
Viteza de rotație	274 km / s [6] [7]
Temperatura superficial	9 602 ± 180 K [8] (medie)
Luminozitate	37 ± 3 [6] L ⊙
Indicele de culoare ( BV )	0,00 [5]
Metalicitate	[M / H] = −0,5 [8]
Vârsta estimată	386-572 milioane de ani [7]
Date observaționale
Aplicația Magnitude.	+0,03 [5] [9]
Magnitudine abs.	+0,58 [10]
Parallax	128,93 ± 0,55 mase [5]
Motocicletă proprie	AR : 201,03 ± 0,63 [5] mase / an Dec : 287,47 ± 0,54 [5] mase / an
Viteza radială	−13,9 km / s [5]
Nomenclaturi alternative
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]
Editați datele pe Wikidata · Manual

Coordonate : 18 ^h 36 ^m 56,3364 ^s , + 38 ° 47 ′ 01,291 ″

Vega ( AFI : / ˈvɛɡa / ^{[16] [17]} ; α Lyr / α Lyrae / Alfa Lyrae ) este cea mai strălucitoare stea din constelația Lyra , a cincea cea mai strălucitoare pe cerul nopții , ^[18] și a doua cea mai strălucitoare din nordul emisfera cerească , după Arthur . Vârful nord-vestic al asterismului Triunghiului de vară , ^[18] Vega este o stea destul de apropiată , situată la doar 25 de ani lumină distanță, cea mai strălucitoare în termeni absoluți pe o rază de 30 de ani lumină de la sistemul solar .

Este o stea albă cu secvența principală a clasei spectrale A0 V, ^[1] care are o masă de aproximativ două ori mai mare decât a soarelui ^[7] și o luminozitate de aproximativ 37 de ori mai mare . ^[8] Steaua se caracterizează printr-o viteză de rotație foarte mare pe axa sa, care îi conferă aspectul unui sferoid oblat. Această rotație rapidă, datorită unui fenomen cunoscut sub numele de întunecare gravitațională , se reflectă pe temperatura fotosferică reală , care variază în funcție de latitudinea luată în considerare: de fapt, s-a observat că temperatura la ecuator este cu aproximativ 2000 K mai mică decât detectat la poli și tocmai în direcția unuia dintre ei steaua este vizibilă de pe Pământ . ^[7] Este, de asemenea, o variabilă suspectată Delta Scuti , ^{[1] [2] [3]} care manifestă pulsații în strălucirea câtorva sutimi de magnitudine la fiecare 0,19 zile (aproximativ 4,56 ore). ^[3]

Vega, definit de astronomi ca „cea mai importantă stea de pe cer după Soare”, ^[19] are o mare importanță în astronomie, deoarece a fost folosit pentru calibrarea instrumentelor de observație și ca referință pentru măsurarea unor parametri comuni tuturor stelelor ; ^{[9] în} plus, acum aproximativ 12 000 de ani, din cauza precesiei axei Pământului , a jucat rolul Stelei de Nord și îl va juca din nou peste încă 13 700 de ani. ^[20]

La mijlocul anilor '80, satelitul IRAS a descoperit că steaua are un exces de emisie în infraroșu , atribuit prezenței pe orbită a unui disc de praf circumstelar . Aceste prafuri ar fi rezultatul unor coliziuni multiple între obiecte care orbitează într-o centură de asteroizi , similar cu centura Kuiper din sistemul solar. ^[21] Unele nereguli găsite pe disc ar sugera prezența pe orbită a cel puțin unei planete , similară în masă cu Jupiter . ^{[22] [23]}

Numele Vega provine din a doua parte a numelui arab al stelei النسر الواقع an-nasr al-wāqi ' , vultur în creștere . ^{[11] [15] [24]}

Observare

Vega este a cincea cea mai strălucitoare stea din cer văzută cu ochiul liber , dată fiind magnitudinea sa aparentă egală cu +0,03, ^{[5] [9]} care, asociată cu culoarea alb-albastru caracteristică, o face ușor de distins chiar și de cer puternic poluat în marile orașe. ^[18] Trasabilitatea ușoară a stelei este favorizată și de faptul că Vega constituie unul dintre vârfurile asterismului numit Triunghiul de vară , ale cărui componente sunt, pe lângă Vega, Deneb (α Cygni ) și Altair (α Aquilae ) . ^{[25] [26]} Acest triunghi dreptunghiular extins este foarte bine recunoscut pe cerul nopții, deoarece nu există astfel de stele strălucitoare în vecinătatea sa; Vega, cel mai strălucitor dintre cele trei, este situat pe vârful nord-vestic, care coincide cu unghiul drept .

Poziția lui Vega în cadrul constelației Lirei .

Vega domină mica constelație în care se află, Lira , formată în mare parte din stele relativ slabe; ^[18] fiind, așadar, într-un mediu sărac în stele strălucitoare, în special spre vest, strălucirea sa este deosebit de evidentă.

Având în vedere declinația sa de + 38,7 °, Vega este o stea din emisfera cerească nordică ; această declinare puternic nordică înseamnă că poate fi vizibilă numai din latitudini la nord de 51 ° S, în timp ce la nord de 51 ° N apare circumpolar , adică nu se așază niciodată sub orizont . ^{[15] [27] [28]}

În latitudinile boreale temperate steaua poate fi observată în apropierea zenitului în timpul serilor de vară; ^{[29] de} fapt, datorită poziției sale foarte nordice, este vizibil din această emisferă pentru cea mai mare parte a anului. ^[25] Steaua începe să devină clar vizibilă, în direcția estică, în serile de la sfârșitul lunii aprilie până la începutul lunii mai; cu această ocazie apare ca a doua cea mai strălucitoare stea a nopții, după Arturo , care este puțin mai strălucitoare. ^[18] În lunile de vară Vega atinge apogeul, dominând cerul; steaua rămâne vizibilă chiar și în serile de toamnă spre vest, întotdeauna relativ sus la orizont. Luna ianuarie îl vede așezat sub orizontul vestic la amurg , deși, fiind situat la nord de ecliptică , era deja vizibil în est chiar înainte de zori în noiembrie.

Pe de altă parte, în latitudinile medii sudice , este scăzut deasupra orizontului în timpul sezonului de iarnă și rămâne vizibil pe cerul nopții doar câteva luni pe an. Ridicarea sa heliacală are loc în martie, în timp ce apune cu Soarele în septembrie; cea mai bună perioadă pentru observarea sa în cerul de seară din sud este, prin urmare, între iulie și august. ^[30]

Istoria observațiilor

O ilustrare, preluată din atlasul Uranometry al lui Johann Bayer , reprezentând constelația Lyra. Constelația a fost, de asemenea, adesea reprezentată ca un vultur sau un vultur; lângă vârful ciocului rapitorului se află steaua Vega.

Vega este bine cunoscut din cele mai vechi timpuri , datorită strălucirii sale mari și a culorii sale strălucitoare alb-albastru. Cele câteva referințe „științifice” care ne-au ajuns din acest moment se referă în principal la cataloagele de stele compilate de astronomii greci și greco-romani (în special Hipparchus și Ptolemeu ) și de astronomii arabi din Evul Mediu . ^[31]

Astrofotografia sau fotografia obiectelor cerești a început în 1840 când John William Draper a făcut o imagine a Lunii . Prima stea fotografiată, în afară de Soare, a fost Vega; ^{[11] [32] [33]} steaua a fost fotografiată la 17 iulie 1850 la Harvard College Observatory cu o expunere de aproximativ o sută de secunde, folosind tehnicile daguerreotipului . ^[9]

Henry Draper , editor al unui important catalog stelar , a fost autorul, în august 1872 , a primei reluări a spectrului unei alte stele decât Soarele: de fapt a imortalizat spectrul Vega, reușind să arate pentru prima dată prezența liniilor de absorbție , similare celor găsite în spectrul Soarelui. ^{[34] [35]} În 1879 William Huggins a analizat imaginile spectrului Vega și a altor stele similare și a identificat un grup de douăsprezece „linii foarte ascuțite” care erau comun acestei categorii stelare: erau liniile seriei Balmer . ^[36]

Una dintre primele încercări de a măsura o distanță stelară a fost făcută de Friedrich Georg Wilhelm von Struve , care, folosind metoda paralaxei , a estimat pentru Vega valoarea de 0,125 secunde de arc . ^[37] Friedrich Bessel a arătat scepticism cu privire la măsurarea lui Struve și, când Bessel a publicat o valoare de 0,314 ″ pentru steaua 61 Cygni , Struve și-a reexaminat datele aproape dublând estimările sale anterioare. Acest fapt a discreditat măsurătorile lui Struve și a condus la Bessel să fie creditat ca autorul primei măsurători a unei paralaje stelare. De fapt, prima valoare obținută de Struve pentru Vega este foarte apropiată de valoarea acceptată în prezent, egală cu 0,129 ″. ^{[38] [39]}

Sondajele fotometrice efectuate în anii 1930 au arătat o ușoară variație a luminozității stelei, egală cu magnitudini ± 0,03. Deoarece această valoare se afla la limita sensibilității instrumentelor vremii, variabilitatea Vega a rămas o ipoteză; observațiile efectuate în 1981 la Observatorul David Dunlap au făcut posibilă detectarea din nou a prezenței acestor ușoare variații, atribuite pulsațiilor intrinseci ale stelei, care ar face din aceasta o variabilă Delta Scuti . ^{[2] [40]} Deși Vega corespunde în mare măsură profilului fizic caracteristic acestui tip de stele variabile, aceste variații nu au fost detectate de alți observatori; din acest motiv s-a presupus chiar că astfel de măsurători sunt afectate de o eroare sistematică în măsurare . ^{[3] [41]}

În 1983, un disc de praf în jurul Vega a fost descoperit pentru prima dată, prin satelitul astronomic cu infraroșu (IRAS), care a detectat un exces de radiații infraroșii, datorită energiei emise de praful orbitant care este încălzit de stea. ^[42]

În epocile precesionale

Precesiunea polului nord pe sfera cerească; Vega este cea mai strălucitoare stea din partea de jos a imaginii.

Vega este una dintre cele mai interesante stele de pe cer: poziția sa, la 39 ° de declinare nordică și coincidentă cu 18 ore de ascensiune dreaptă , o face astfel încât să fie foarte departe de ecliptică , până la punctul de a fi prima magnitudine a stelei cel mai apropiat de polul nord al eclipticii, care se încadrează în constelația apropiată a Dragonului , la puțin sub 27 ° de ea. ^[27]

Datorită fenomenului cunoscut sub numele de precesiune a echinocțiilor , coordonatele cerești ale stelelor și ale constelațiilor pot varia semnificativ, în funcție de distanța lor față de polii nord și sud ai eclipticii; un ciclu precesional are o durată de aproximativ 25 770 de ani, ^[43] timp în care axa de rotație a Pământului face o mișcare de rotație descriind două cercuri opuse pe cer, unul în emisfera nordică și unul în cel sudic. ^[20] Pe parcursul epocilor axa de rotație văzută de pe Pământ tinde să se apropie sau să se îndepărteze aparent de diferite stele; în prezent, îndreaptă spre nord spre o stea de a doua magnitudine cunoscută anterior sub numele de Cynosura , coada Ursei Mici , care astăzi ia numele de Polaris , Steaua de Nord. ^{[44] [45]}

În aproximativ 13 700 de ani, când epoca precesională va fi opusă celei actuale, axa de rotație a pământului va indica câteva grade de Vega, care va deveni astfel noul indicator al polului ceresc nord ; ^[46] pentru a o atinge, axa se va apropia și va traversa mai întâi constelația Cefeu și va atinge în cele din urmă partea de nord-vest a Lebedei. Chiar și acum 12.000 de ani, Vega a fost Steaua Polară, în timp ce actualul Polaris, Cynosura, își va asuma o declinare similară cu cea pe care o are astăzi Vega, crescând și stabilindu-se în mod regulat chiar și în regiunile de latitudine nordică mijlocie. ^[47] Vega este cea mai strălucitoare dintre toate stelele care au alternat și vor alterna în rolul Stelei de Nord. ^[11]

Caracteristici fizice

Structura, masa, vârsta și luminozitatea

Poziția lui Vega și a Soarelui în secvența principală a diagramei HR .

Vega este clasificat ca o stea albă de tip spectral A0 V ^[48] găsită în secvența principală , ^[9] unde, la fel ca majoritatea celorlalte stele, transformă hidrogenul în heliu în nucleul său prin fuziune nucleară .

În această fază de stabilitate, Vega produce cea mai mare parte a energiei pe care o radiază prin ciclul CNO , un proces de fuziune care, folosind carbon , azot și oxigen ca intermediari, combină protoni pentru a forma nuclee de heliu . Acest proces necesită, pentru a avea loc în mod eficient, o temperatură de cel puțin 15.000.000-17.000.000 K , ^[49] mai mare decât cea prezentă în miezul Soarelui (aproximativ 13.000.000 –15.000.000 ^[50] ) și este mai profitabilă decât mecanismul utilizat de către steaua noastră ca mijloc principal ^{[51] de} a produce energie, lanțul proton-proton . Ciclul CNO este foarte sensibil la temperatură; din acest motiv, miezul stelei, spre deosebire de ceea ce se întâmplă în miezul solar , este sediul mișcărilor convective intense, ^[52] care permit „amestecarea” și distribuirea uniformă a materialelor reziduale din procesele nucleare; regiunea suprapusă, pe de altă parte, se află într-o stare de echilibru radiativ . Această configurație este exact opusă celei a Soarelui, care are în schimb o zonă radiativă centrată pe miez și o regiune convectivă deasupra acestuia. ^{[53] [54]} În lumina unei emisii scăzute de raze X , se crede că steaua are o coroană foarte slabă, sau chiar că aceasta este inexistentă. ^[55]

Vega se află în secvența principală de aproximativ 386 - 511 milioane de ani și se estimează că va rămâne acolo cel puțin încă 700 - 500 de milioane de ani; ^{[1] [56] [57]} prin urmare Vega ar fi aproximativ la mijlocul secvenței sale principale, ^[57] la fel ca Soarele, a cărui secvență principală este totuși de zece ori mai lungă. De fapt, cele mai masive stele (și, în consecință, mai strălucitoare ^[58] ) își folosesc combustibilul nuclear mai repede decât altele, datorită faptului că reacțiile nucleare se desfășoară într-un ritm mai rapid pentru a contracara colapsul gravitațional , direct proporțional cu masa, pentru a pe care steaua este supusă în mod natural: Vega este de fapt de aproximativ 2,11 ori mai masiv ^[7] și de aproximativ 37 ± 3 ori mai strălucitor decât steaua noastră . ^{[1] [8]}

Scenariul ulterior la sfârșitul secvenței principale este previzibil datorită modelelor fizico-matematice dezvoltate pe evoluția stelară : de fapt, la sfârșitul secvenței principale, steaua va trece printr-o serie de faze de instabilitate, care vor întâi îl determină să se extindă într-un gigant roșu. , ^{[59] [60] [61]} prin urmare, după mai multe cicluri de reacții nucleare care vor culmina cu producția de carbon și oxigen , să se contracte într-o pitică albă evanescentă. ^{[59] [62]}

Observațiile și măsurătorile fotometrice au făcut posibilă descoperirea faptului că Vega are o variabilitate mică, cu o perioadă de 0,107 zile, probabil asociată cu pulsații radiale ale corpului ceresc; cu toate acestea, nu este sigur dacă aparține efectiv clasei variabilei Delta Scuti , în ciuda faptului că caracteristicile fizice ale Vega corespund în mare măsură celor din această categorie de variabile. ^[2]

Raza, rotația și temperatura

Comparație între diametrul polar și cel ecuatorial al lui Vega.

Determinarea razei Vega, făcută posibilă prin utilizarea tehnicilor interferometrice , a returnat o valoare neașteptat de mare, egală cu aproximativ 2,73 ± 0,01 ori cea solară ^[6] și cu aproximativ 60% mai mare decât cea a lui Sirius ; conform modelelor fizice, pe de altă parte, diametrul lui Vega ar fi trebuit să depășească diametrul lui Sirius cu cel mult 12%. Cauza acestei discrepanțe a fost atribuită de la început rotației rapide a stelei , ^[9] deoarece a găsit confirmare în observațiile efectuate prin intermediul CHARA Array în 2005. ^{[6] [63]}

Viteza de rotație la ecuator este egală cu 274 km / s ^{[6] [7]} și corespunde cu 91% din viteza limită care ar duce la dezintegrarea unei stele datorită forței centrifuge ; ^{[6] [63] La} o astfel de viteză, steaua durează doar 12,5 ore pentru a se roti pe axa sa. Această rotație rapidă conferă stelei aspectul unui sferoid oblat, caracterizat prin urmare printr-o aplatizare polară puternică și o umflare ecuatorială la fel de pronunțată: raza la ecuator este cu 23% mai mare decât raza polară. Raza polară a stelei este, prin urmare, egală cu 2,26 ± 0,02 raze solare (R _☉ ), în timp ce raza ecuatorială este de 2,78 ± 0,02 R _☉ . ^[6] Cu toate acestea, este necesar să se țină cont de faptul că, având în vedere că axa de rotație a Vega este înclinată cu cel mult 5 grade față de linia de vedere care o conectează la Pământ, ^[9] umflarea ecuatorială este observat în direcția polului, ceea ce poate duce la o supraestimare a valorii reale a razei.

Dimensiunile Vega, în profilul său ecuatorial (stânga), în raport cu Soarele (dreapta).

Deoarece, datorită rotației, accelerația rezultată din suma vectorială a accelerației gravitaționale locale și a accelerației tangențiale pe poli este mai mare decât ecuatorul, prin teorema lui von Zeipel, de asemenea, luminozitatea locală și temperatura efectivă sunt mai mari la poli: măsurătorile a arătat că polii care ating o temperatură de 10 000 K, în timp ce la ecuator este doar 7 600 K. În consecință, conform legii Stefan-Boltzmann , dacă Vega ar fi observat din planul ecuatorial, luminozitatea acestuia ar părea să aibă mai mult decât înjumătățit. ^{[19] [64]} Gradientul termic rezultat creează o regiune de convecție în atmosfera din jurul ecuatorului, ^{[6] [65] în} timp ce restul atmosferei se află probabil într-o stare de echilibru radiativ. ^[66]

Această mare diferență între poli și ecuator produce un efect de întunecare gravitațional : observat la poli, steaua are de fapt o margine mai întunecată decât ceea ce s-ar observa în mod normal în cazul unei stele aproape perfect sferice (așa-numita întunecare la marginea ).

Dacă Vega ar avea o viteză de rotație mult mai mică (și, prin urmare, ar fi simetric sferică) și ar radia în toate direcțiile aceeași cantitate de energie care radiază din poli, luminozitatea sa ar fi de 57 de ori mai mare decât cea a Soarelui, o valoare mult peste cea obținută din. observațiile; ^[6] totuși, o astfel de valoare ar fi mult mai mare decât cea prevăzută teoretic pentru o stea cu o masă similară cu Vega, care nu ar depăși 40 L _☉ . ^[6]

Spectrul și compoziția chimică

Spectrul Vega la lungimi de undă de 3 820–10 200 Å ; canelurile grafului coincid cu liniile de absorbție ale spectrului de difracție de sub acesta.

Spectrul vizibil al Vega este dominat de liniile de absorbție a hidrogenului, în special de seria Balmer , constând, în vizibil, din patru linii la diferite lungimi de undă , care sunt produse de emisia unui foton de către electronul unic al atomului de hidrogen. care, dintr-o stare excitată, trece la nivelul cuantic descris de numărul cuantic principal n = 2. ^{[67] [68]} Liniile celorlalte elemente sunt relativ slabe, iar principalele sunt relative la magneziu ionizat, fier ^{[ 69]} și crom . ^[70]

Investigațiile spectrale au făcut posibilă determinarea metalicității stelei; Astronomii folosesc termenul „metale” pentru a defini în general elemente care au un număr atomic mai mare decât cel al heliului. Metalicitatea fotosferei Vega este doar 32% din abundența elementelor grele prezente în atmosfera solară; ^[71] prin comparație, Soarele are o metalicitate (Z) de aproximativ Z _☉ = 0,0172 ± 0,002. ^[72] Astfel, din punct de vedere al abundenței, doar 0,54% din Vega este format din elemente mai grele decât heliul. Această metalicitate neobișnuit de scăzută face din Vega o stea de tip Lambda Bootis . ^{[73] [74] [75]}

Raportul dintre hidrogen și heliu observat pentru Vega este de 0,030 ± 0,005, aproximativ 60% din cel al Soarelui; această diferență s-ar putea datora lipsei unei zone convective chiar sub fotosferă (de fapt este situată, în interiorul Vega, aproape de nucleu): transferul de energie are loc în principal prin iradiere , care ar putea fi și la originea o difuzie anormală a elementelor din interiorul stelei. ^[76]

Mișcări spațiale

Animație care arată mișcarea spațiului și creșterea luminozității Vega; celelalte stele, care în realitate sunt în mișcare, sunt prezentate ca fiind fixate în scopuri didactice.

Cele mai precise măsurători disponibile cu privire la mișcarea spațială a lui Vega indică faptul că viteza sa radială , care este componenta mișcării stelare orientată în direcția de vizualizare a Pământului, este de -13,9 ± 0,9 km / s; ^[77] semnul negativ indică faptul că lumina sa este deplasată spre albastru și, prin urmare, că steaua se apropie de sistemul solar .

Mișcarea corectă , adică componenta mișcării transversale față de linia de vedere, determină Vega să se deplaseze față de fundalul stelelor cele mai îndepărtate. Măsurătorile precise ale poziției sale au făcut posibilă calcularea unei mișcări de 202,04 ± 0,63 miliarcosecunde pe an (mase / an) în ascensiune dreaptă și 287,47 ± 0,54 mase / an în declinare ; ^[78] mișcarea netă a stelei este de 327,78 miliarcosecunde pe an, ^[79] echivalentă cu o deplasare de un grad la fiecare 11.000 de ani.

În sistemul de coordonate galactice componentele vitezei stelei sunt U = −13,9 ± 0,9, V = −6,3 ± 0,8 și W = −7,7 ± 0,3, ^[57] unde U indică viteza față de centrul galactic , V cu față de direcția de rotație galactică și W față de polul galactic nord , cu o viteză netă de 17 km / s. ^[80] Componenta radială, în direcția Soarelui, este de -13,9 km / s, iar viteza transversală este de 9,9 km / s.

Comparația datelor astrometrice a Vega și a altor stele a arătat că face parte dintr-o asociație stelară , asociația Castor , care include 16 stele, inclusiv Zubenelgenubi (α Lib ), Alderamin (α Cep ), Castor (α Gem ) și Fomalhaut ( α PsA ). Membrii asociației se mișcă aproape în paralel cu viteze similare (în jur de 16,5 km / s ^[81] ); această caracteristică ar implica o origine comună a grupului ca un cluster deschis de un nor molecular gigant , care de-a lungul a milioane de ani s-a dispersat dând naștere asocierii actuale. ^[82] Vârsta estimată a acestui grup este de aproximativ 200 ± 100 de milioane de ani, în conformitate cu vârsta medie a membrilor asociației. ^[57]

Luminozitate aparentă comparată în timp

Vega se află în prezent la 25,3 ani lumină de Soare; ^{[1] de} la această distanță steaua apare ca a cincea cea mai strălucitoare stea din cer. ^[18] Cu toate acestea, abordarea sa progresivă a sistemului solar îl va determina, în următorii 200.000 de ani, să-și crească luminozitatea aparentă destul de rapid; Sirius este cea mai strălucitoare stea actuală din cer (cu o magnitudine de -1,46) și va rămâne așa pentru următorii 60.000 de ani, timp în care își va crește luminozitatea (magnitudine aproape atingătoare -1,7) pentru a merge apoi spre o slăbire progresivă; ^[83] Altair luminozitatea va crește chiar mai repede, trecând de la o valoare actuală de 0.77--0.53 în 140.000 de ani, iar apoi descompunere la fel de repede. ^[83] Arthur se află în prezent în punctul cel mai apropiat de noi, așa că în viitor strălucirea sa va scădea, ca și cea a lui Canopus , care cu până la 90 000 de ani în urmă era cea mai strălucitoare stea de pe cer. Actuala stea cea mai apropiată de noi este α Centauri , care va continua să se apropie și să crească în luminozitate pentru următorii 25 000 de ani, după care steaua va începe să se îndepărteze de sistemul solar și să scadă în luminozitatea aparentă. ^[83]

Simulările sugerează că combinația mișcării sale de apropiere și recesiunea simultană și diminuarea consecventă a unora dintre cele mai strălucitoare stele din epoca actuală vor face din Vega, pentru perioada cuprinsă între 210.000 și 480.000 de ani, cea mai strălucitoare stea din lume. ^[47] Vega va atinge o magnitudine maximă de -0,81 în termen de 290.000 de ani, perioada de timp necesară pentru a atinge distanța minimă de 17 ani lumină de sistemul solar. ^[84] Ulterior, steaua se va îndepărta, scăzându-și progresiv strălucirea aparentă până când va ajunge, în câteva milioane de ani, la o distanță care o va face invizibilă cu ochiul liber. ^[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 U − B = B − V = 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

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 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

Bibliografia

Testi generici

Un'immagine della Via Lattea estiva, a ridosso della quale è molto ben visibile l'asterismo del Triangolo estivo (a sinistra); Vega è la stella più brillante del campo visivo .

• ( EN ) EO Kendall, Uranography: Or, A Description of the Heavens; Designed for Academics and Schools; Accompanied by an Atlas of the Heavens , Philadelphia, Oxford University Press, 1845.
• ( EN ) B. Arthur, A Short History of Astronomy , New York, Charles Scribner's Sons, 1899.
• George Forbes, History of Astronomy , Londra, Watts & Co., 1909.
• ( EN ) JR Kippax, The Call of the Stars: A Popular Introduction to a Knowledge of the Starry Skies with their Romance and Legend , GP Putnam's Sons, 1919.
• ( EN ) R. Burnham Jr., Burnham's Celestial Handbook: An Observer's Guide to the Guide to the Universe Beyond the Solar System , Courier Dover Publications, 1978, ISBN 0-486-23568-8 .
• ( EN ) Andrew L. Chaikin, The New Solar System , a cura di JK Beatty e CC Petersen, 4ª ed., Cambridge, Inghilterra, Cambridge University Press, 1990, ISBN 0-521-64587-5 .
• ( EN ) Robert A. Garfinkle, Star-Hopping: Your Visa to Viewing the Universe , Cambridge University Press, 1997, ISBN 0-521-59889-3 .
• ( EN ) Arthur R. Upgren, Night Has a Thousand Eyes: A Naked-Eye Guide to the Sky, Its Science, and Lore , Basic Books, 1998, ISBN 0-306-45790-3 .
• ( EN ) Jay M. Pasachoff, A Field Guide to Stars and Planets , 4ª ed., Houghton Mifflin Field Guides, 2000, ISBN 0-395-93431-1 .
• ( EN ) John Gribbin e Mary Gribbin, Stardust: Supernovae and Life—The Cosmic Connection , Yale University Press, 2001, ISBN 0-300-09097-8 .
• AA.VV, L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia , Novara, De Agostini, 2002.
• ( EN ) Thanu Padmanabhan, Theoretical Astrophysics , Cambridge University Press, 2002, ISBN 0-521-56241-4 .
• ( EN ) D. Clarke, Astronomy: Principles and Practice , CRC Press, 2003, ISBN 0-7503-0917-2 .
• J. Gribbin, Enciclopedia di astronomia e cosmologia , Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8 .
• W. Owen et al. , Atlante illustrato dell'Universo , Milano, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4 .
• J. Lindstrom, Stelle, galassie e misteri cosmici , Trieste, Editoriale Scienza, 2006, ISBN 88-7307-326-3 .

Sulle stelle

• ( EN ) William Tyler Olcott, Star Lore of All Ages: A Collection of Myths, Legends, and Facts Concerning the Constellations of the Northern Hemisphere , GP Putnam's sons, 1911.
• ( EN ) Martin Schwarzschild, Structure and Evolution of the Stars , Princeton University Press, 1958, ISBN 0-691-08044-5 .
• ( EN ) Martha Evans Martin e Donald Howard Menzel, The Friendly Stars: How to Locate and Identify Them , Dover, Courier Dover Publications, 1964, ISBN 0-486-21099-5 .
• ( EN ) Donald D. Clayton,Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis , University of Chicago Press, 1983, ISBN 0-226-10953-4 .
• ( EN ) Suzanne Débarbat, The First Successful Attempts to Determine Stellar Parallaxes in the Light of the Bessel/Struve Correspondances , in Mapping the Sky: Past Heritage and Future Directions , Springer, 1988, ISBN 90-277-2810-0 .
• ( EN ) RJ Tayler, The Stars: Their Structure and Evolution , Cambridge University Press, 1994, p. 16 , ISBN 0-521-45885-4 .
• ( EN ) David H. Levy e Janet A. Mattei, Observing Variable Stars , 2ª ed., Cambridge, Cambridge University Press, 1998, ISBN 0-521-62755-9 .
• ( EN ) Cliff Pickover, The Stars of Heaven , Oxford, Oxford University Press, 2001, ISBN 0-19-514874-6 .
• A. De Blasi, Le stelle: nascita, evoluzione e morte , Bologna, CLUEB, 2002, ISBN 88-491-1832-5 .
• ( EN ) Mike Inglis, Observer's Guide to Stellar Evolution: The Birth, Life, and Death of Stars , Springer, 2003, ISBN 1-85233-465-7 .
• ( EN ) Maurizio Salaris e Santi Cassisi, Evolution of Stars and Stellar Populations , John Wiley and Sons, 2005, p. 120, ISBN 0-470-09220-3 .
• C. Abbondi, Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle , Sandit, 2007, ISBN 88-89150-32-7 .
• ( EN ) Fred Schaaf, The Brightest Stars: Discovering the Universe through the Sky's Most Brilliant Stars , John Wiley & Sons, Incorporated, 2008, ISBN 978-0-471-70410-2 .

Pubblicazioni scientifiche

Carte celesti

• ( EN ) Tirion, Rappaport, Lovi, Uranometria 2000.0 - Volume II: The Southern Hemisphere to +6° , Richmond, Virginia, USA, Willmann-Bell, inc., 1987, ISBN 0-943396-15-8 .
• ( EN ) Tirion, Sinnott, Sky Atlas 2000.0 , 2ª ed., Cambridge, USA, Cambridge University Press, 1998, ISBN 0-933346-90-5 .
• ( EN ) Tirion, The Cambridge Star Atlas 2000.0 , 3ª ed., Cambridge, USA, Cambridge University Press, 2001, ISBN 0-521-80084-6 .

Voci correlate

Voci generiche

Vega nella costellazione della Lira.

• Stella
• Sequenza principale
• Stella bianca di sequenza principale

Posizione

• Lira (costellazione)
• Associazione di Castore
• Bolla Locale
• Nube Interstellare Locale
• Braccio di Orione
• Via Lattea

Voci affini

• Cintura asteroidale
• Fomalhaut , una brillante stella di tipo Vega , dotata di una cintura asteroidale e di un pianeta extrasolare
• HR 8799 , un'altra stella Vega-like , dotata di tre pianeti ed una massiccia cintura asteroidale
• Triangolo Estivo

Liste

• Stelle più vicine alla Terra
• Stelle più brillanti del cielo notturno osservabile
• Lista delle stelle luminose più vicine
• Lista di stelle

Altri progetti

• Wikiquote contiene citazioni di o su Vega
• Wikimedia Commons contiene immagini o altri file su Vega

Collegamenti esterni

• Vega , su solstation.com , SolStation. URL consultato il 4 giugno 2009 .
• Eleanor Gilchrist, Mark Wyatt, Wayne Holland, Douglas Pierce Price e Julia Maddock, New evidence for Solar-like planetary system around nearby star , Joint Astronomy Centre, 1º dicembre 2003. URL consultato il 4 giugno 2009 .
• Gay Yee Hill e Dolores Beasley, Spitzer Sees Dusty Aftermath of Pluto-Sized Collision , NASA/Spitzer Space Telescope, 10 gennaio 2005. URL consultato il 27 giugno 2016 .

Portale Stelle : accedi alle voci di Wikipedia che trattano di stelle e costellazioni

Questa è una voce in vetrina , identificata come una delle migliori voci prodotte dalla comunità .
È stata riconosciuta come tale il giorno 2 settembre 2009 — vai alla segnalazione .
Naturalmente sono ben accetti suggerimenti e modifiche che migliorino ulteriormente il lavoro svolto.

Segnalazioni · Criteri di ammissione · Voci in vetrina in altre lingue · Voci in vetrina in altre lingue senza equivalente su it.wiki