Vega

Vega
Estrella
Imagen del telescopio Spitzer
Datos observacionales ( época J2000.0 )
Tipo de	soltero [1]
ascensión recta	18 h  36 min  56,34 s [2]
declinación	+38° 47′ 1.28″ [2]
Distancia	7,67 ± 0,03 ud
Magnitud aparente ( V )	0,03 [5]
Constelación	Lira
Astrometría
Velocidad  radial ( Rv )	−20,6 ± 0,2 km/s [6]
movimiento adecuado
• ascensión recta	201,85 ± 0,14 mas/año [3]
• declinación	285,46 ± 0,13 mas/año [3]
Paralaje  (π)	128,2±0,8mas [3]
Magnitud absoluta  (V)	0.582 [3]
Características espectrales
clase espectral	A0Va [7]
Indice de color
•  B-V	0
•  U−B	0
variabilidad	posiblemente δ Escudo [8]
características físicas
Peso	2,135 ± 0,074 M☉ [4]
Radio	2,818 ± 0,013 R☉ [4]
Años	455 ± 13 Ma [4]
La temperatura	9550 ± 125 K [9]
Luminosidad	40,12 ± 0,45 L☉ [4]
metalicidad	−0.41 [9]
Rotación	v = 236 ± 4 km/s [4] v sen( i ) = 20,48 ± 0,11 km/s [4]
Parte desde	El Triángulo Verano-Otoño y el Grupo de Estrellas en Movimiento Castor [10]
Códigos en catálogos SAO 67174 , 2MASS J18365633+3847012, HD 172167, HIP 91262 , HR 7001 , IRAS 18352+3844, GJ 721 , GJ 721.0 , α Lyr, ADS 11510 A , AG+38 1711 , ASCC 507896 , BD+38 3238, CCDM J18369 + 3847A , CEL 4636 , CSI + 383238 1 , CSV 101745 , EUVE J1836 + 38.7 _IRC +40322 , JP11 2999 , LSPM J1836 +3847 , LTT 15486 , N30 4138 , NLTT 46746 , NSV 11128 , PLX 4293 , PLX 4293.00 , PMC 90-93 496 , PPM 81558 , RAFGL 2208 , TD1 2283 , TD1 , TYC 3105- 2070-1, UBV 15842 , UBV M 23118 , uvby98 100172167 V , alf Lyr , WDS J18369+3846A , Zkh 277 , uvby98 100172167 , HGAM 706 , WEB 15681 y 3 Lyr
Información en bases de datos
SIMBAD	*Alf Lyr
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Vega ( α Lyra, α Lyr ) es la estrella más brillante de la constelación de Lyra , la quinta estrella más brillante en el cielo nocturno y la segunda (después de Arcturus ) en el hemisferio norte, la tercera estrella más brillante (después de Sirius y Arcturus), que puede observarse en Rusia y cerca del extranjero . Vega se encuentra a una distancia de 25,3 años luz del Sol y es una de las estrellas más brillantes de su vecindad (a una distancia de hasta 10 parsecs ).

Etimología

El nombre "Vega" (Wega [11] , más tarde - Vega) proviene de una transliteración aproximada de la palabra waqi ("que cae") de la frase árabe. النسر الواقع ‎ (an-nasr al-wāqi'), que significa "águila que cae" [12] o "buitre que cae" [13] . La constelación de Lyra se representaba como un buitre en el antiguo Egipto [14] y como un águila o buitre en la antigua India [15] [16] . El nombre árabe entró en la cultura europea tras su uso en las tablas astronómicas , que se desarrollaron en 1215-1270 por orden de Alfonso X [17] . Probablemente, la asociación de Vega y toda la constelación con un ave rapaz tuvo su base mitológica en la antigüedad, pero este mito fue olvidado y reemplazado por una leyenda posterior sobre la cometa del dios Zeus , quien robó el cuerpo de la ninfa Kampa de el titán Briareo, y para este servicio fue puesto por su amo en el cielo [ 18 ] .

Características principales

Vega, a la que a veces los astrónomos se refieren como "probablemente la estrella más importante después del Sol", es actualmente la estrella más estudiada del cielo nocturno [19] . Vega fue la primera estrella (después del Sol) en ser fotografiada [20] y también la primera estrella en determinar su espectro de emisión [21] . Además, Vega fue una de las primeras estrellas a las que se determinó la distancia por el método del paralaje [22] . El brillo de Vega durante mucho tiempo se tomó como cero a la hora de medir magnitudes estelares , es decir, era un punto de referencia y era una de las seis estrellas que subyacen en la escala de la fotometría UBV (medición de la radiación estelar en diferentes rangos espectrales) [ 23] .

Vega es una estrella relativamente joven con una metalicidad baja en comparación con el Sol, es decir,  una baja abundancia de elementos más pesados ​​que el helio [24] . Vega es posiblemente una estrella variable , aunque esto no ha sido probado. Una posible razón de la variabilidad es la inestabilidad en el interior [25] .

Vega gira muy rápidamente alrededor de su eje. En su ecuador, la velocidad de rotación probablemente supera los 230 km/s [4] . A modo de comparación: la velocidad de rotación en el ecuador del Sol es un poco más de dos kilómetros por segundo (7284 km / h). Vega gira cien veces más rápido y, por lo tanto, tiene la forma de un elipsoide de revolución . La temperatura de su fotosfera no es uniforme: la temperatura máxima está en el polo de la estrella, la mínima está en su ecuador . En la actualidad, desde la Tierra, Vega se observa casi desde el polo y, por lo tanto, parece ser una estrella blanca azulada brillante.

Basándose en la intensidad de la radiación infrarroja de Vega , que es mucho más alta de lo que teóricamente debería ser, los científicos llegaron a la conclusión de que hay un disco de polvo alrededor de Vega, que gira a su alrededor y es calentado por la radiación de la estrella. Este disco se formó, muy probablemente, como resultado de la colisión de cuerpos de asteroides o cometas. Un disco de polvo similar en el sistema solar está asociado con el cinturón de Kuiper [26] [27] .

Vega es el prototipo de las llamadas "estrellas infrarrojas", estrellas que tienen un disco de polvo y gas que emite en el espectro infrarrojo bajo la influencia de la energía de la estrella. Estas estrellas se llaman " estrellas tipo Vega " [28] .

Recientemente, se han revelado asimetrías en el disco de Vega, lo que indica la posible presencia de al menos un planeta cerca de Vega , cuyo tamaño puede ser aproximadamente comparable al tamaño de Júpiter [29] [30] .

Historia del estudio

Una de las ramas de la astronomía  , la astrofotografía , o fotografía de objetos celestes a través de telescopios , comenzó a desarrollarse a partir de 1840 , cuando el astrónomo John William Draper fotografió la Luna utilizando el daguerrotipo [31] . La primera estrella fotografiada fue Vega. En la noche del 16 al 17 de julio de 1850, se tomó la primera fotografía de la estrella en el Observatorio de la Universidad de Harvard [20] [32] . En 1872, Henry Draper tomó las primeras fotografías (después del Sol ) del espectro de Vega y mostró por primera vez las líneas de absorción en este espectro [21] .

En 1879, William Huggins usó fotografías del espectro de Vega y otras doce estrellas similares para identificar las "doce líneas fuertes" que son comunes a esta clase de estrellas. Más tarde, estas líneas fueron identificadas como líneas de hidrógeno ( serie de Balmer ) [33] .

La distancia a Vega se puede determinar a partir de su paralaje en relación con las estrellas fijas a medida que la Tierra se mueve en su órbita alrededor del Sol. Vasily Struve fue el primero en determinar la paralaje de Vega en 1837 . Usando un refractor de 9 pulgadas en una montura ecuatorial y un micrómetro de filamento Fraunhofer , Struve obtuvo un valor de 0,125 segundos de arco [34] , que es muy cercano al valor moderno. Pero Friedrich Bessel , quien determinó la distancia a la estrella 61 Cygni , se mostró escéptico sobre los hallazgos de Struve, lo que provocó que abandonara su estimación original. Struve revisó su punto de vista y después de nuevos cálculos obtuvo casi el doble del valor de paralaje (0.2169±0.0254″) [34] . Así, los datos obtenidos por Struve fueron aceptados como incorrectos, y se considera a Bessel como el primer determinante de la distancia a una estrella.

El paralaje de Vega se estima actualmente en 0.129″ [35] [36] .

El brillo de todas las estrellas se mide en una escala logarítmica estándar , y cuanto más brillante es la estrella, menor es su magnitud . Las estrellas más tenues visibles a simple vista tienen una sexta magnitud, mientras que el brillo de Sirio , la estrella más brillante del cielo nocturno, es de -1,47. Como punto de partida en esta escala, los astrónomos inicialmente decidieron elegir Vega: su brillo aparente se tomó como " cero " [37] [38] .

Así, durante muchos años, las magnitudes estelares se contaron a partir del brillo de Vega. El punto de referencia ahora se ha redefinido con una serie de otras estrellas. Sin embargo, para las observaciones visuales, Vega todavía puede considerarse el estándar de magnitud cero: cuando se observa en la banda estándar V del sistema fotométrico UBV , la más común hoy en día, la magnitud de Vega es de 0,03 m , que es indistinguible de cero a simple vista. [39] . En este sistema fotométrico, al determinar el brillo de las estrellas, se utilizan tres filtros de luz: ultravioleta ( eng.  ultraviolet ), azul ( eng.  blue ) y visible ( eng.  visible ). Se denotan con las letras U, B y V, respectivamente. Vega fue una de las seis estrellas A0V utilizadas en el desarrollo de este sistema fotométrico . Las magnitudes con los tres filtros se miden de tal manera que para Vega y estrellas blancas similares son iguales entre sí: U = B = V [23] .

Las mediciones fotométricas de Vega en la década de 1920 mostraron que su brillo no es constante, sino que varía ligeramente. Los cambios en el brillo de la estrella fueron muy pequeños (±0,03 magnitudes) y, por lo tanto, debido a la tecnología demasiado imperfecta de la época, los astrónomos no supieron durante mucho tiempo si Vega era una estrella variable o permanente. Mediciones más recientes, realizadas en 1981 en el Observatorio. David Dunlap mostró el mismo ligero cambio en el brillo de la estrella que en la década de 1930. Después de un intento de atribuir a Vega a una clase particular de estrellas variables , se sugirió que Vega realiza pulsaciones irregulares de baja amplitud, similares a las de δ Scuti [8] .

Esta es una de las categorías de estrellas variables cuyos cambios de brillo son causados ​​por sus propias pulsaciones debido a la inestabilidad en el interior de la estrella [40] . Sin embargo, la variabilidad de Vega sigue siendo discutible, ya que otros astrónomos no han encontrado ningún cambio en el brillo de Vega, a pesar de que es un tipo de estrella en la que se produce variabilidad. Por lo tanto, es muy probable que la falta de registro del cambio de brillo de Vega se deba a imperfecciones del equipo o errores sistemáticos en las mediciones [25] [41] .

Vega es la primera estrella en descubrir un disco de polvo . Este descubrimiento fue realizado en 1983 por el Observatorio Espacial Infrarrojo ( IRAS ) [32] [42] .

En 2006, la asfericidad de Vega se descubrió utilizando interferometría óptica de línea de base larga [43] .

Condiciones de observación

Vega es una estrella en el hemisferio norte y actualmente tiene una declinación de +38°48'. Se puede ver en los hemisferios norte y sur hasta los 51° de latitud sur, es decir, casi en cualquier parte del mundo excepto en la Antártida y el sur de América del Sur (en particular, la estrella nunca sale en la ciudad de Ushuaia ). Al norte de 51° N. sh. Vega nunca traspasa el horizonte , y por ello, en las latitudes altas y polares del Hemisferio Norte, se observa durante todo el año. El punto cenital de Vega pasa aproximadamente a la latitud de Atenas . En la latitud de Moscú, Vega no va más allá del horizonte , sin embargo, en invierno, debido a su posición baja sobre el horizonte, su observación solo es posible por la mañana o por la tarde. En el sur de Rusia (al sur de los 51° de latitud norte), Vega se esconde detrás del horizonte, pero no cae muy por debajo de él. [44]

Vega, junto con Deneb y Altair , forma el conocido asterismo " Triángulo Verano-Otoño ", que es visible en el Hemisferio Norte, en el ecuador y en el Hemisferio Sur hasta el paralelo 45 . En las latitudes medias del norte ( 45° y más), se observa durante todo el año, sobre todo a finales de primavera , verano , otoño y principios de invierno (de mayo a diciembre ). En la segunda mitad del invierno y principios de la primavera (de enero a abril ) Altair se muestra después de la medianoche, por lo que solo se puede ver el asterismo en su totalidad por la mañana. En las latitudes medias del sur, Vega, como todo el Triángulo Verano-Otoño, es visible en invierno y principios de primavera (de junio a septiembre ).

Vega culmina a la medianoche astronómica del 1 de julio, momento en el que se encuentra en oposición al Sol. Es en este momento cuando se crean las mejores condiciones para observar Vega desde la Tierra [45] .

A medida que pase el tiempo, la declinación norte de Vega irá aumentando. A medida que la estrella se acerque al Polo Norte Celeste como resultado de la precesión de la Tierra, en unos 12 mil años, Vega se convertirá en la estrella polar del Hemisferio Norte. Vega fue tal estrella durante 13 mil años antes de Cristo. mi. y será en el año 14.000 d.C. mi. Durante este período, Vega apuntará aproximadamente hacia el norte, y la vista del cielo cambiará dramáticamente, y las constelaciones del sur como la Cruz del Sur , Centaurus , Mukha , Wolf serán visibles en las latitudes de Kharkov . Hace cien mil años, la estrella más brillante del cielo era Canopus, y ahora es Sirio, mientras que Vega ha sido y será una de las estrellas más brillantes del cielo, y en el futuro aumentará su brillo. Además, el brillo de Altair, otra estrella brillante del Triángulo Verano-Otoño , también aumentará en el futuro. [37]

Características físicas

Vega pertenece al tipo espectral A0V , es decir, es una estrella blanca de secuencia principal . La principal fuente de energía de una estrella es una reacción termonuclear de fusión de helio a partir de hidrógeno en las profundidades a alta temperatura. Dado que las estrellas masivas consumen hidrógeno más rápido que las estrellas pequeñas, la vida útil de Vega será (según las estimaciones de 1979) de mil millones de años, diez veces menos que la del Sol [46] : según los modelos de desarrollo estelar en 1,75<M<2,7; 0,2<Y<2,7; 0.004<Z<0.001 entre la entrada de una estrella en la secuencia estelar principal y su transición a la rama lateral de gigantes rojas, 0.43-1.64⋅10 pasan 9 años. Sin embargo, con una masa de Vega de 2,2, la edad de Vega es inferior a mil millones de años.

A diferencia del Sol, la principal fuente de energía en Vega no es la reacción protón-protón , sino el llamado ciclo CNO de síntesis de átomos de helio a partir de átomos de hidrógeno con la ayuda de intermediarios: carbono , nitrógeno y oxígeno . Esto requiere una temperatura de 16 millones de Kelvin [47]  , más alta que la temperatura en el interior del Sol . Este método es más eficiente que la reacción protón-protón. El ciclo es muy sensible a la temperatura , la eliminación de calor del centro de la estrella no se lleva a cabo por radiación, sino por convección [48] . Por tanto, en Vega la zona de transporte radiativo se sitúa por encima de la zona convectiva , mientras que en el Sol es al revés [49] [50] [51] .

El flujo de energía de Vega se ha medido con precisión de varias formas y se utiliza como referencia. Por lo tanto, a una longitud de onda de 548 nm, la densidad de flujo es de 3650 Jy con un error permisible del 2 % [52] . Vega tiene un espectro electromagnético relativamente plano en la región visible del espectro, 350-800 nanómetros, donde la densidad de flujo es 2000-4000 Jy [53] . En la parte infrarroja del espectro, la densidad de flujo es baja e igual a unos 100 Jy a una longitud de onda de 5 micrómetros [54] . El espectro de la estrella está dominado por líneas de absorción de hidrógeno [52] . Las líneas de otros elementos son relativamente débiles; de estos, los más fuertes son las líneas de magnesio , hierro y cromo ionizados [55] .

Vega se convirtió en la primera estrella única de secuencia principal (aparte del Sol) en la que se detectó emisión de rayos X (en 1979) [56] . La radiación de Vega en el rango de rayos X es insignificante, lo que indica que Vega no tiene corona o es muy débil [57] .

Evolución estelar

Vega se formó hace 455±13 millones de años [4] . Es significativamente más antiguo que Sirio , que se estima que tiene 240 millones de años. Dada la luminosidad relativamente alta de Vega (en comparación con el Sol ), los investigadores sugieren que la vida útil de Vega en la etapa de secuencia principal será de aproximadamente mil millones de años, después de lo cual se convertirá en una subgigante y, finalmente, en una gigante roja . La última etapa de la evolución de Vega será el desprendimiento de sus caparazones y la transformación en una enana blanca . Vega no podrá convertirse en una supernova ; para esto, no tendrá suficiente masa, que debería ser de al menos 5 masas solares. En su forma actual, Vega durará unos 500 millones de años, hasta que se quede sin combustible de hidrógeno . En otras palabras, Vega está, como el Sol , en la mitad de su vida [8] [37] .

Rotación

Según datos interferométricos , el radio de Vega se estima en 2,73 ± 0,01 del radio del Sol , lo que supone un 60% más que el radio de Sirio . Mientras que según cálculos teóricos[ aclarar ] solo debe ser un 12% mayor que el radio de Sirio.

Se sugirió que tal anomalía podría ser causada por la alta velocidad de rotación de la estrella alrededor de su eje. Vega, a diferencia de la mayoría de las estrellas, no tiene la forma de una bola , sino la forma de un elipsoide de revolución , y actualmente es visible desde la Tierra casi desde el lado del polo. El telescopio CHARA confirmó esta suposición [43] .

Vega es visible desde la Tierra prácticamente desde el lado del polo  : el ángulo entre el eje de rotación y la línea de visión es de unos 5 grados [4] . La velocidad de rotación de la estrella en el ecuador se determinó en el rango de 175±33 a 274±14 km/s . Para 2010, es 236 ± 4 km/s , o el 88% del primer espacio (de modo que Vega colapsaría por las fuerzas centrífugas) [4] . El período de rotación de la estrella alrededor de su eje es de 17,6 ± 0,2 horas [58] .

Una rotación tan rápida de Vega le da una forma elipsoidal: su diámetro ecuatorial es 1/5 mayor que el polar. El radio polar es de 2,36 ± 0,01 radios solares, mientras que el ecuatorial es de 2,82 ± 0,01 radios solares [4] .

La aceleración gravitatoria en Vega también varía mucho con la latitud , por lo que las temperaturas de la superficie en Vega varían mucho. Según el teorema de von Zeipel , la luminosidad de las estrellas en la región de los polos es mayor, lo que se refleja en la diferencia de temperatura entre los polos y el ecuador. Cerca del polo es 9695 ± 20 K, mientras que cerca del ecuador es 2400 K menos [59] .

Si pudiéramos ver Vega desde el lado del ecuador, entonces su brillo nos parecería el doble de débil [19] [60] .

La diferencia de temperatura también puede indicar la presencia de una zona convectiva alrededor del ecuador. [43]

Si Vega fuera una estrella esféricamente simétrica y de rotación lenta, entonces su brillo sería equivalente a 57 luminosidades del Sol. Este brillo es mucho mayor que la luminosidad de una estrella típica con tal masa. Así, la detección de la rotación de Vega permitió eliminar esta contradicción, y la luminosidad bolométrica total de Vega supera a la solar en sólo 37 veces [43] .

Vega se ha utilizado durante mucho tiempo como estrella de referencia para calibrar telescopios. Conocer la velocidad de rotación de Vega y conocer el ángulo en el que la vemos ayudó a ajustar los interferómetros en relación con esta estrella, y ahora el diámetro de la estrella se mide con precisión [61] .

Metalicidad

El concepto de " metalicidad " en la descripción de una estrella significa el contenido de elementos más pesados ​​que el helio en ella, ya que todos los elementos más pesados ​​que el helio se denominan metales en astronomía .

En la fotosfera de Vega, hay pocos elementos de este tipo, solo el 32% del mismo indicador solar. A modo de comparación, la fotosfera de Sirio contiene tres veces más metales que el Sol. El sol contiene muchos elementos más pesados ​​que el helio . Su contenido se estima en 0,0172 ± 0,002 de la masa total [62] (es decir, el Sol se compone de elementos pesados ​​en aproximadamente un 1,72 por ciento). Vega, por otro lado, se compone de elementos pesados ​​​​solo en un 0,54%.

La metalicidad inusualmente baja de Vega permite clasificarla como una estrella de tipo Bootes λ [63] [64] .

La razón de una metalicidad tan baja de Vega (y otras estrellas similares de tipo espectral A0-F0) sigue sin estar clara.

Quizás esto se deba a la pérdida de masa de la estrella. Sin embargo, tal proceso comienza solo al final de la vida de una estrella, cuando se queda sin combustible de hidrógeno. Otra posible razón puede ser la formación de Vega a partir de una nube de gas y polvo con un contenido inusualmente bajo de metales [65] .

La proporción observada de helio a hidrógeno en Vega es aproximadamente un 40% menor que la del Sol. Esto puede deberse a la desaparición de la zona de convección de helio cerca de la superficie. La energía del interior de una estrella se transfiere en lugar de convección mediante radiación electromagnética, lo que puede ser la causa de anomalías. Otra razón para tales anomalías puede ser la difusión [66] .

Movimiento en el espacio

La velocidad radial de Vega es el componente del movimiento de la estrella a lo largo de la línea de visión del observador.

Para estrellas y galaxias , una de las características más importantes es el cambio de líneas en su espectro . Si las líneas se desplazan hacia el lado rojo del espectro ( desplazamiento al rojo ), entonces esta estrella o galaxia se está alejando del observador, y cuanto mayor sea el desplazamiento, mayor será la tasa de eliminación. Para las estrellas, este cambio es pequeño, pero no hay otra forma de determinar la velocidad de su movimiento en relación con la Tierra. Las mediciones precisas del corrimiento al rojo de Vega dieron un resultado de −13,9 ± 0,9 km/s. [67] El signo menos indica el movimiento de la estrella hacia la Tierra.

Debido al movimiento propio de las estrellas , Vega se mueve gradualmente contra el fondo de otras estrellas tan distantes de la Tierra que parecen estar estacionarias; su propio movimiento es tan pequeño que se desprecia.

Mediciones cuidadosas de la posición de la estrella hicieron posible medir el propio movimiento de Vega. El movimiento propio de Vega por año es de 202,03 ± 0,63 milisegundos de arco en ascensión recta y 287,47 ± 0,54 milisegundos de arco en declinación [68] .

El movimiento propio total de Vega es de 327,78 milisegundos de arco por año. Durante 11 mil años, Vega se mueve aproximadamente un grado a través de la esfera celeste [69] .

En relación con las estrellas vecinas, la velocidad de Vega es la siguiente: en la coordenada U = −16,1 ± 0,3 km/s, en la coordenada V = −6,3 ± 0,8 km/s y en la coordenada W = −7,7 ± 0 0,3 km/s [70] . La velocidad total de Vega es de 19 kilómetros por segundo [71] , que corresponde aproximadamente a la velocidad del Sol en relación con las estrellas vecinas.

Aunque Vega es actualmente solo la quinta estrella más brillante del cielo, con el tiempo su brillo aumentará lentamente debido a su acercamiento al sistema solar. En unos 210.000 años, Vega se convertirá en la estrella más brillante del cielo. En otros 70 mil años, su brillo alcanzará un máximo de -0,81 m , y Vega será la estrella más brillante durante 270 mil años [72] .

Al explorar otras estrellas similares en edad y propiedades a Vega, además de moverse de manera similar a Vega, los astrónomos clasificaron a Vega como parte del llamado grupo Castor . Este pequeño grupo incluye unas 16 estrellas muy similares a Vega. Incluye los siguientes objetos: α Libra , α Cephei , Castor, Fomalhaut y Vega. Todas estas estrellas en el espacio se mueven casi paralelas entre sí ya la misma velocidad. Una vez todas estas estrellas se formaron en el mismo lugar y al mismo tiempo, pero luego se volvieron gravitacionalmente independientes, pero como en el caso de Sirio , los astrónomos han encontrado evidencia de la existencia de este grupo en el pasado [73] .

Según los científicos, el grupo se formó hace aproximadamente 100-300 millones de años, y las estrellas de este grupo se mueven aproximadamente a la misma velocidad, unos 16,5 kilómetros por segundo [70] [74] .

Sistema planetario

Exceso de radiación infrarroja

Uno de los primeros grandes logros en el trabajo del Observatorio Astronómico Infrarrojo ( IRAS ) fue el registro de un exceso significativo del flujo de radiación infrarroja de Vega en comparación con lo esperado. Se detectó una mayor intensidad de radiación en longitudes de onda de 25, 60 y 100 micrómetros , y estas ondas se originaron en el espacio con un radio angular de diez segundos de arco, correspondientes a una fuente de radiación con un diámetro de 80 AU. e ) Se propuso que la fuente de radiación son pequeñas partículas que giran alrededor de Vega, con un diámetro de al menos un milímetro y una temperatura de unos 85 K [75] . Las partículas de menor diámetro serán expulsadas del sistema por una ligera presión o caerán sobre la estrella como resultado del efecto Poynting-Robertson [76] . Este efecto se debe a que los fotones térmicos reemitidos por las partículas de polvo son anisotrópicos en un marco de referencia fijo con respecto a la estrella, y por lo tanto predomina la reemisión en la dirección del movimiento del grano de polvo. Como resultado, un grano de polvo pierde su momento angular y cae en espiral sobre la estrella, y cuando se acerca lo suficiente a ella, se evapora. Este efecto es tanto más significativo cuanto más cerca está el grano de polvo de la estrella [32] .

Mediciones posteriores del flujo electromagnético de 193 micrómetros de Vega mostraron que era más débil de lo esperado. Esto significaba que el tamaño de las partículas de polvo era de 100 micrómetros o menos. El modelo construido sobre la base de estas observaciones supone que estamos observando un disco de polvo con un radio de 120 UA que rodea a la estrella. es decir, casi desde arriba, como vemos a Vega casi desde el poste. Además, en el centro de este disco hay un agujero con un radio de casi 80 unidades astronómicas. Vega [77] se encuentra en el centro de este agujero .

Tras el descubrimiento de la radiación anómala de Vega, se descubrieron otras estrellas similares. En 2002, se registraron alrededor de 400 estrellas "similares a Vega" [28] , incluidas Denebola , Beta Pictorial , Fomalhaut , Epsilon Eridani y otras. [78] Se ha sugerido que estas estrellas pueden convertirse en la clave para desentrañar el origen de el sistema solar [28] .

Disco de polvo

En 2005, el Telescopio Espacial Spitzer tomó imágenes de Vega, así como del polvo que rodea a la estrella, en el espectro infrarrojo, ya que el polvo transmite libremente la radiación infrarroja. Se vio que diferentes partes del disco de polvo son fuentes de radiación de diferentes longitudes de onda. A una longitud de onda de 24 micrómetros, el disco tiene un tamaño de 43 segundos de arco, lo que corresponde a una distancia de Vega de 330 UA. es decir, a 70 micrómetros - 70 segundos de arco (543 AU), ya 160 micrómetros - 105 segundos de arco (815 AU). Estas partes, anchas y alejadas de la estrella, consistían en pequeñas partículas cuyo tamaño oscilaba entre 1 y 50 micrómetros de diámetro. La distancia del límite interior del polvo de la estrella se estima en 71-102 UA. ej., o 11 ± 2 segundos de arco. Un límite de disco tan claro surgió porque Vega repele las partículas de polvo con su radiación, mientras que simultáneamente retiene el disco de polvo debido a la atracción, por lo que es relativamente estable [26] .

La masa total de polvo del disco es de 0,003 masas terrestres, lo que equivale a un objeto con un radio de unos 1000 km. Se supone que la destrucción y transformación en polvo de un cuerpo de tal masa como resultado de una colisión es improbable. Lo más probable es su formación en la colisión de objetos de menor masa, que lanzaron una cascada de fragmentación, chocando con otros objetos similares [26] .

El tiempo de existencia sin reposición de material nuevo de tales estructuras de polvo no es más de 10 millones de años. Si no ocurren nuevas colisiones, gradualmente dejan de existir [26] .

Las observaciones del telescopio infrarrojo CHARA ( Observatorio del Monte Wilson ) en 2006 confirmaron la presencia de un segundo disco de polvo alrededor de Vega a unas 8 AU. es decir, de la estrella (alrededor de mil millones de km). Este polvo es similar al cinturón de asteroides solares , o es el resultado de intensas colisiones entre cometas o meteoritos, pero también puede ser un planeta en formación [79] . Es posible que el polvo de este disco sea el responsable de la supuesta variabilidad de Vega [80] .

Posible sistema planetario

Las observaciones realizadas con el telescopio James Clark Maxwell en 1997 revelaron la llamada "región central brillante alargada" alrededor de Vega, que se encontraba a una distancia de 9 segundos de arco (70 AU) de Vega hacia el noreste. Se asumió que se trataba de perturbaciones del disco por un exoplaneta hipotético , o que algún objeto celeste estaba en órbita alrededor de Vega, completamente rodeado de polvo. Sin embargo, las imágenes obtenidas del telescopio Keck en Hawai llevaron a los científicos a la conclusión de que estamos hablando de una nube muy grande de polvo y gas que se encuentra alrededor de Vega, y que esto es obviamente un disco protoplanetario, y la masa del objeto que se forma a partir de ella - 12 masas de Júpiter , lo que corresponde a una enana marrón clara o submarrón . Astrónomos de la Universidad de California, Los Ángeles (UCLA) [81] [82] también llegaron a la conclusión de que los planetas Vega están en proceso de formación .

En 2003 se planteó otra propuesta similar para la presencia de un planeta (posiblemente varios planetas) alrededor de Vega con la masa de Neptuno , que emigró desde una distancia de 40 UA. de una estrella a 65 AU hace unos 50 millones de años [30] . Usando el coronógrafo del telescopio Subaru en Hawai en 2005 , los astrónomos pudieron limitar el límite superior de la masa de los planetas Vega a 5-10 masas de Júpiter. Además, los astrónomos han sugerido que además de estos hipotéticos planetas gigantes, también pueden existir planetas terrestres en el sistema Vega . Es muy probable que el ángulo de inclinación de las órbitas de los planetas Vega esté estrechamente relacionado con el plano ecuatorial de la estrella [83] [84] .

Después de diez años de observaciones de Vega utilizando el método de velocidad radial, los astrónomos han sugerido que puede tener un satélite Vega b con una masa mínima de al menos 20 masas terrestres. El planeta da una vuelta alrededor de Vega en 2,43 días, mientras que Vega gira alrededor de su eje en 16 horas. Las temperaturas en la superficie del planeta pueden alcanzar los 3000 °C (5390 grados Fahrenheit [85] ) [86] .

El entorno inmediato de la estrella

Los siguientes sistemas estelares se encuentran a 10 años luz de Vega:

Desde el punto de vista de un observador que observe desde cualquiera de los hipotéticos planetas de Vega, el Sol estará en la constelación de Paloma , y ​​tendrá una magnitud aparente de 4,3m . A simple vista, una estrella de tal brillo en un hipotético planeta podría verse en una noche clara y bien estrellada, y esto no requiere una vigilancia excepcional [37] .

Vega en los mitos de los pueblos del mundo

Al ser una de las estrellas más brillantes del firmamento, Vega atrajo durante mucho tiempo la atención de los pueblos antiguos, quienes la dotaron de propiedades mitológicas. Los asirios también llamaban a Vega “Dayan Seim”, que en ruso significa “juez del cielo”. Los acadios le dieron a la estrella el nombre de "Tir-anna", o "vida de los cielos". El Dilgan babilónico ("mensajero de la luz") podría estar asociado con Vega [45] . Los antiguos griegos consideraban el rombo de cuatro estrellas junto a Vega como una lira , creada por Hermes y posteriormente transferida por Apolo al músico Orfeo ; este nombre de la constelación es común hoy [87] .

La mitología china describe la historia de amor de Qi Xi ( chino 七夕, pinyin qī xī ) , en la que Niu-lan (estrella Altair ), el pastor y sus dos hijos (β y γ Orla ) se separan para siempre de su madre, una celestial. tejedor Zhi-nuy (Vegoi), que se encuentra al otro lado del río  - la Vía Láctea [88] . El festival japonés Tanabata también se basa en esta leyenda [89] . Los antiguos mitos ingushes explican el origen de Vega, Deneb y Altair, que forman un triángulo en el cielo, con la leyenda de la hija del dios del trueno y el relámpago Sel, una muchacha de extraordinaria belleza que se casó con un celestial. Según esta leyenda, preparó un pan triangular con la masa y lo puso en las cenizas y las brasas para hornearlo. Mientras buscaba paja, dos esquinas del pan se quemaron, solo una sobrevivió. Y ahora se ven tres estrellas en el cielo, de las cuales una (Vega) es mucho más brillante que las otras dos [90] . En el zoroastrismo , Vega se asocia a veces con Vanant , una pequeña deidad cuyo nombre significa "conquistador" [91] .

En el Imperio Romano , el momento en que Vega cruzaba el horizonte antes del amanecer se consideraba el comienzo del otoño [11] .

Los astrólogos medievales consideraban a Vega una de las 15 estrellas elegidas, cuya influencia en la humanidad fue la más grande [92] . Heinrich Cornelius Agrippa usó un símbolo cabalístico con la firma Lat.  Vultur cadens , una traducción literal del nombre árabe [93] . La estrella estaba personificada por la piedra crisolita y la planta ajedrea . Además del nombre "Vega", varios astrólogos de la Edad Media llamaron a esta estrella "Vagni", "Vagniekh" y "Century" [45] .

Además, Vega se menciona repetidamente en obras de literatura de ciencia ficción . En particular, la expedición estelar número 34 de la nave estelar "Vela" en la novela de Ivan Efremov "La nebulosa de Andrómeda" fue enviada a Vega , que descubrió solo 4 planetas sin vida.

Véase también

• Lista de las estrellas más brillantes

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Enlaces

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