Vega

Vega (Alpha Lyrae) è la stella principale della costellazione della Lira, la quinta stella più luminosa del cielo notturno e la seconda più luminosa nell'emisfero celeste settentrionale dopo Arturo (Arcturus). È una stella piuttosto vicina a noi, posta a soli 25 anni luce di distanza, e insieme ad Arturo e Sirio è una delle stelle più luminose nelle vicinanze del Sole. Vega è anche uno dei vertici del cosiddetto Triangolo Estivo.

Il suo tipo spettrale è A0V (Sirio, di tipo A1V, è appena meno luminosa), e si trova nella sequenza principale dove, come la maggior parte delle altre stelle, sta convertendo il suo idrogeno in elio per mezzo della fusione nucleare. Poiché le stelle più luminose utilizzano il loro combustibile nucleare più velocemente delle altre, la vita di Vega è lunga un solo miliardo di anni (contro i dieci del Sole). Vega è due volte e mezzo più massiccia del Sole, ed è circa 50 volte più luminosa.

Vega ha attorno a sé un disco di polveri e gas, scoperto dal satellite IRAS alla metà degli anni '80. Questo significa che Vega ha dei pianeti, o che essi potrebbero formarsi tra breve. Un disco di questo tipo viene chiamato appunto disco protoplanetario, perché precede la formazione dei pianeti stessi, e non sopravvive a lungo se si sono formati dei giganti gassosi come Giove o Saturno. Tuttavia, se si formano solo piccoli pianeti, il disco può durare un certo tempo anche dopo la loro formazione.

Vega è stata studiata a lungo dagli astronomi, che l'hanno definita "la stella più importante nel cielo dopo il Sole"^[2]. Circa 12000 anni fa Vega ha svolto il ruolo di stella polare, a causa della precessione dell'asse terrestre, e lo diventerà nuovamente attorno all'anno 14000. È stata inoltre la prima stella oltre al sole ad essere oggetto di stime di distanza mediante il metodo della parallasse ed è servita per la costituzione della scala di luminosità per la fotometria.

Questa stella possiede un insolitamente bassa quantità di elementi che hanno un numero atomico più elevato dell'elio^[3]. Inoltre è una possibile stella doppia, che varia la sua magnitudine periodicamente^[4]. Essa ruota rapidamente ad una velocità di 274 km/s all'equatore, un movimento che crea un rigonfiamento all'equatore a causa degli effetti centrifughi e una variazione della temperatura della sua fotosfera, che raggiunge il massimo ai poli. Dalla Terra la stella è visibile in direzione di uno di questi poli^[5].

[modifica] Storia

L'astrofotografia, ovvero la fotografia di oggetti celesti, iniziò nel 1840 quando John William Draper riprese un'immagine della Luna. Il 17 luglio 1850 Vega fu la prima stella, oltre al Sole, ad essere fotografata all'Harvard College Observatory^[6]^[7]^[8]. Drapel riprese il primo spettro di una stella nell'agosto 1872 quando riuscì a riprendere Vega, e fu in grado di mostrare per la prima volta le linee di assorbimento in uno spettro stellare^[9] (linee simili erano già state osservate nello spettro del sole)^[10]. Nel 1879 William Huggins utilizzò le immagini dello spettro di Vega e di stelle simili e identificò un gruppo di dodici "linee molto grandi" che erano comuni a quella categoria stellare. In seguito vennero identificate come le linee della serie di Balmer^[11].

La distanza dal Sole può essere calcolata mediante il metodo della parallasse misurando lo spostamento di Vega rispetto alle stelle più lontane durante la rivoluzione della Terra attorno al Sole. La prima persona che pubblicò una stima della distanza di Vega fu Friedrich Georg Wilhelm von Struve, che misurò il valore di 0.125 arcosecondi^[12]. Friedrich Bessel fu scettico della misurazione di Struve, e quando Bessel pubblicò un valore di 0,314″ per la stella 61 Cygni, Struve riesaminò i suoi dati. Questo fatto gettò dubbi sulle misurazioni di Struve, e molti astronomi accreditarono Bessel per la prima pubblicazione della misura della parallasse di una stella. Tuttavia il valore che venne rilevato da Struve per la stella Vega è molto vicino al valore attualmente accettato di 0,129″^[13]^[14].

La brillantezza di una stella osservata dalla Terra viene espressa tramite una scala logaritmica standard. Questa magnitudine apparente è 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 la stella più luminosa, Sirio, ha una magnitudine di -1,47. Per standardizzare la scala della magnitudine, gli astronomi hanno scelto Vega per rappresentare la magnitudine 0. Quindi, per molti anni, questa stella fu utilizzata per calibrare le scale di luminosità nella fotometria^[15]. Attualmente il valore di magnitudine zero viene tuttavia definito in termini di flusso, poiché risulta di maggiore comodità (la stella Vega non è sempre visibile per effettuare le calibrazioni)^[16].

Il sistema fotometrico UVB misura la magnitudine delle stelle mediante filtri ultravioletti, blu e gialli che corrispondono ai valori U, B and V. Vega è una delle sei stelle utilizzate per stabilire i valori medi per questo sistema fotometrico quando venne introdotto negli anni '50. La magnitudine media per queste stelle fu definita come U - B = B - V = 0, essendo la stessa per le parti gialle, blu e ultraviolette dello spettro elettromagnetico^[17]. Vega ha quindi uno spettro elettromagnetico relativamente piatto nella regione visibile, che corrisponde a lunghezze d'onda tra 350 n m e 850 n m, emettendo una densità di flusso di 2000-4000 Jy^[18]. Tuttavia è stato notato che la densità di flusso di Vega cala rapidamente nella regione infrarossa, con un valore di circa 100 Jy ad una lunghezza d'onda di 5 μ m^[19].

Le rilevazioni fotometriche effettuate negli anni '30 hanno dimostrato una leggera variazione di ±0.03 magnitudini nella sua luminosità. Questa misura era vicina alle capacità osservative che si possedevano all'epoca e quindi la ipotetica variabilità di Vega è stata oggetto di controversie. Nel 1981 vennero effettuate ulteriori misure al David Dunlap Observatory che mostrarono delle leggere variazioni. È stato ipotizzato che la stella abbia piccole pulsazioni in ampiezza come una variabile Delta Scuti^[20]. Quest'ultima è un tipo di stella variabile che presenta delle pulsazioni periodiche nella luminosità^[21]. Anche se Vega corrisponde al profilo fisico di questo tipo di stelle variabili, altri osservatori non hanno rilevato tali variazioni. È stato anche supposto che queste misure siano affette da errori^[4] ^[22]. Nel 1983 fu scoperto per la prima volta un disco di polveri attorno a Vega, tramite l'Infrared Astronomical Satellite (IRAS), che rilevò un eccesso di radiazione infrarossa, dovuta all'energia emessa da polvere orbitante che veniva scaldata dalla stella^[23].

[modifica] Visibilità

Vega può essere osservata vicino allo zenith a latitudini medio-alte durante le serate estive nell'emisfero boreale^[24]. Alle latitudini medio-basse può essere osservata bassa sopra l'orizzonte durante l'inverno nell'emisfero australe. Con una declinazione di +38,7°, Vega può essere osservata solo da latitudini a nord di 51° S, mentre a latitudini a nord di 51° N è una stella circumpolare, e non tramonta mai^[25].

Il Triangolo estivo

Vega forma un vertice dell'asterismo chiamato Triangolo estivo, costituito da Vega, Deneb nel Cigno e Altair nell'Aquila^[24]^[26]. Questo triangolo retto è riconoscibile nei cieli notturni poiché non sono presenti stelle molto luminose nelle vicinanze. Vega si trova sul vertice che forma un angolo retto.

[modifica] Caratteristiche fisiche

La classificazione di Vega è di classe A0V, rendendola una stella della sequenza principale che tramite la fusione nucleare trasforma l'idrogeno in elio. Siccome le stelle più massicce consumano un maggior quantità di idrogeno come carburante rispetto a quelle più piccole, Vega ha una vita stimata nella sequenza principale di soli 1 miliardo di anni, circa un decimo del periodo stimato per il Sole. ^[27] L'età attuale della stella è stimata tra i 386 e i 511 milioni di anni, circa la metà del periodo totale. Dopo aver lasciato la sequenza principale, Vega diventerà una gigante rossa prima di contrarsi in una nana bianca. Attualmente Vega ha una massa più che doppia rispetto a quella del Sole^[5] e ha una luminosità 37 volte superiore. Se Vega fosse confermata come una stella variabile, allora potrebbe essere una variabile Delta Scuti con un periodo di 0,107 giorni^[28].

La maggior parte dell'energia prodotta nel nucleo della stella è generata tramite il ciclo carbonio-azoto-ossigeno (ciclo del carbonio-azoto), un processo di fusione che combina protoni per formare nuclei di elio attraverso nuclei intermedi di carbonio, azoto ed ossigeno. Questo fenomeno richiede una temperatura di 16.000.000 K, molto superiore a quella presente nel nucleo del Sole, ed è più efficiente del meccanismo usato dalla nostra stella per produrre energia, la catena protone-protone.

Lo spettro visibile di Vega è dominato da linee di assorbimento dell'idrogeno, in particolare l'idrogeno della Serie di Balmer avente un elettrone con numero quantico principale n=2^[29]^[30]. Le linee relative agli altri elementi sono relativamente deboli, e le principali sono relative al magnesio ionizzato, ferro e cromo^[31] L'emissione di raggi X è molto bassa, cosa che dimostrerebbe una corona stellare molto debole o inesistente^[32].

[modifica] Rotazione

Il raggio di Vega è stato determinato con tecniche interferometriche ed risulta insolitamente elevato, circa (2,73 ± 0,01) volte quello solare e superiore di circa 60% rispetto a quello di Sirio. I modelli stellari indicano invece che non dovrebbe essere maggiore del 12%. Questo dato può essere spiegato con una veloce rotazione di Vega, che viene osservata in direzione di uno dei suoi poli. Le osservazioni effettuate dal CHARA array nel 2005 hanno confermato questa ipotesi.

Dimensioni di Vega (a sinistra) rispetto al Sole (a destra)

Il polo di Vega, il suo asse di rotazione, è inclinato di non più di 5 gradi rispetto alla linea che la congiunge alla Terra. Il suo equatore ha una velocità di rotazione di 274 km/s (un periodo di rotazione di 12,5 ore)^[5], pari al 93% della velocità che porterebbe la stella a disintegrarsi a causa degli effetti centrifughi. Questa rotazione produce una forte protuberanza, tale da rendere il raggio all'equatore superiore del 23% rispetto al raggio polare. (Il raggio polare della stella è (2,26 ± 0,02) raggi solari, mentre all'equatore è di (2,78 ± 0,02) ^[33]). Dalla Terra la protuberanza è vista in direzione del polo, cosa che porta ad una stima eccessiva del raggio.

L'accelerazione gravitazionale locale sui poli è maggiore rispetto all'equatore, quindi per il teorema di Von Zeipel anche la luminosità locale è superiore ai poli, che raggiungono una temperatura di 10 K mentre all'equatore è di soli 7 K. Di conseguenza, se Vega fosse osservata dal piano che contiene l'equatore, allora la sua luminosità risulterebbe dimezzata^[2]^[34]. Questa grande differenza tra i poli e l'equatore produce un effetto di oscuramento gravitazionale: osservata ai poli la stella presenta un bordo più scuro rispetto a quello che sarebbe osservato in una stella sferica. Inoltre questo gradiente di temperatura crea una zona di convezione attorno all'equatore^[33]^[35] mentre il resto dell'atmosfera è probabilmente in un equilibrio radiativo^[36].

Se Vega possedesse una velocità di rotazione inferiore, ed irradiasse uniformemente in tutte le direzioni con simmetria sferica, allora la luminosità di Vega sarebbe 57 volte quella del sole, un valore molto più elevato rispetto a quello che avrebbe una stella a bassa rotazione con la stessa massa di Vega. La scoperta della veloce rotazione ha risolto questo problema, dimostrando che la vera luminosità dela stella è circa 37 volte quella del Sole^[33].

[modifica] Elementi

Gli astronomi usano il termine "metalli" per gli elementi che hanno numeri atomici superiori a quello dell'elio. La metallicità della fotosfera di Vega è solo il 32% dell'abbondanza di elementi pesanti presenti nell'atmosfera solare. ^[37]. Questa metallicità insolitamente bassa rende la stella di tipo Lambda Boötis^[38]^[39]. Tuttavia, non è nota la causa di questa particolarità di Vega.

[modifica] Cinematica

La componente principale del movimento della stella è costituita dalla velocità radiale, mentre il movimento di allontanamento dalla Terra è stato misurato mediante gli spostamenti nello spettro della luce. Le rilevazioni più precise disponibili indicano uno spostamento verso il rosso corrispondente ad una velocità di -(13,9 ± 0,9) km/s^[40] Il segno negativo indica un movimento relativo di allontanamento dalla Terra.

Il movimento trasversale rispetto alla linea visuale provoca uno spostamento di Vega rispetto alle stelle più distanti. Attente misurazioni della sua posizione hanno permesso di calcolare un movimento di (202,04 ± 0,63) milliarcosecondi all'anno in AR^[41] Il movimento netto della stella è di 327,78 milliarcosecondo per anno ^[42] equivalente ad un velocità angolare di un grado ogni 11000 anni.

Nel sistema di coordinate galattico le componenti della velocità della stella sono U=−13,9±0,9, V=−6,3±0,8 and W=−7,7±0,3, con una velocità netta di 17 km/s^[43]. La componente radiale — nella direzione del Sole — è −13,9 km/s e la velocità trasversale è di 9,9 km/s. Vega ha avuto una distanza minima dal Sole circa 360 anni fa, raggiungendo una distanza di 14,7 a.l.. Ad una tale distanza la stella sarebbe apparsa con una magnitudine di −1,1.

In base a questi dati, la stella appare membro di un gruppo stellare chiamato Castor Moving Group, che comprende 16 stelle tra cui Alpha Librae, Alpha Cephei, Castore e Fomalhaut. Queste stelle si muovono quasi in parallelo con velocità simili (attorno a 16,5 km/s), e questa caratteristica implicherebbe una origine comune in un ammasso aperto da cui si sono slegate gravitazionalmente^[44]. L'età stimata di questo gruppo è circa (200 ± 100) milioni di anni^[43].

[modifica] Sistema

[modifica] Eccesso di radiazione infrarossa

Immagine nell'infrarosso medio del disco di detriti attorno a Vega ripresa dal telescopio spaziale NASA Spitzer

L'eccesso di radiazione infrarossa rilevata dall'Infrared Astronomy Satellite alle lunghezze d'onda di 25, 60 e 100 μm e proveniente all'interno di un raggio angolare di 10 arcosecondi centrato sulla stella. In base alla distanza stimata di Vega, questo raggio corrisponde a circa 80 UA. È ipotizzato che la radiazione provenisse di un campo di particelle di dimensioni attorno al millimetro che orbita attorno alla stella; infatti se le particelle fossero state più piccole allora sarebbero state spazzate via dalla radiazione della stella o risucchiate verso la stella per mezzo dell'effetto Poynting-Robertson^[45].

Ulteriori misure effettuate nella lunghezza d'onda di 193 μm hanno mostrato un flusso inferiore a quello previsto in base alla teoria delle particelle, suggerendo che dovessero avere dimensioni nell'ordine di 100 μm o meno. Per mantenere questo quantitativo di polvere in orbita dovrebbe essere presente una fonte di tali materiali. Un'ipotesi prevede la presenza di un disco di corpi fusi che erano in procinto di formare un pianeta^[45]. I modelli corrispondono alla distribuzione di polveri attorno a Vega ed è stato rilevato un disco circolare, con un buco al centro di raggio non inferiore a 80 UA^[46].

A seguito di questa scoperta, sono state trovate altre stelle che mostrano simili anomalie, attribuibili ad emissioni di polveri. Nel 2002 sono state trovate circa 400 stelle che possiedono queste caratteristiche e vengono chiamate "tipo Vega". Ulteriori studi su questi sistemi potrebbero fornire indizi sull'origine del Sistema solare^[47].

[modifica] Disco di detriti

Nel 2005 il Telescopio spaziale Spitzer ha fornito delle immagini all'infrarosso ad alta risoluzione delle polveri attorno a Vega, mostrando che si estendono per oltre 330 UA ad una lunghezza di 24 μm, 543 UA a 70 μm e 815 UA a 160 μm. Questi dischi molto estesi sono circolari e privi di ammassi, con particelle con dimensioni variabili tra 1 e 50 μm. La massa totale stimata è circa 3 × 10^-3 volte la massa della Terra. La produzione di questo materiale richiederebbe la collisione tra asteroidi in una popolazione di questi corpi celesti analoga a quella presente nella Fascia di Kuiper del Sistema solare. La polvere potrebbe quindi essere creata da un disco di detriti attorno a Vega, piuttosto che da un disco protoplanetario, come è stato ipotizzato in precedenza^[48].

Raffigurazione artistica di una massiccia collisione di corpi celesti che potrebbe aver creato l'anello di polveri attorno a Vega. NASA

Il disco, il cui confine interno è stimato di dimensioni pari a 70 UA, è prodotto dalla pressione di radiazione di Vega, che spinge verso l'esterno i detriti che provengono da collisioni di oggetti più grandi. La continua produzione di polveri osservata richiederebbe tuttavia un'enorme quantità di massa &mash; stimata in centinaia di masse gioviane. L'ipotesi più probabile risulta una collisione molto più recente di una cometa o asteroide di grandezza media, che si è frammentato scontrandosi con qualche altro corpo. Il disco di polveri sarebbe quindi molto più giovane rispetto all'età della stella e verrà rimosso se non avverranno altre collisioni per rifornire il disco ulteriori materiali^[48].

Le osservazioni provenienti dal CHARA Array nel 2006 hanno rivelato l'esistenza di una banda di polveri interna, entro 8 UA dalla stella e potrebbero provare l'esistenza di perturbazioni interne del sistema^[49]. Esse potrebbero essere causate da un intenso bombardamento di comete o meteore, e potrebbero anche implicare l'esistenza di un sistema planetario^[50].

[modifica] Possibile sistema planetario

Le osservazioni effettuate dal James Clerk Maxwell Telescope nel 1997 hanno rivelato una "regione brillante e allungata" ad una distanza di 70 UA da Vega. È stato ipotizzato che potesse essere il risultato di una perturbazione del disco di polveri causata da un pianeta extrasolare o da un oggetto orbitante circondato dalla polvere. In una pubblicazione del 2002 si è ipotizzato che le masse potessero essere causate da un pianeta di massa paragonabile a quella di Giove posto su un'orbita eccentrica. La polvere si sarebbe raccolta in orbite in risonanza orbitale con questo pianeta^[51]. Nel 2003 un'altra ipotesi prevedeva l'esistenza di un pianeta di massa paragonabile a quella di Nettuno, che è migrato da una distanza di 40 UA fino a 65 UA in un periodo di 56 milioni di anni^[52], con un'orbita sufficientemente grande da permettere la formazione di pianeti rocciosi vicini alla stella. La migrazione avrebbe richiesto una interazione gravitazione con un secondo pianeta di massa elevata posto in un'orbita interna^[53].

Usando un coronografo del Telescopio Subaru nelle Hawaii, nel 2005 gli studiosi sono stati in grado di raffinare le stime della dimensioni del pianeta in orbita attorno a Vega, affermando che avrebbe una massa non superiore alle 5—10 masse gioviane^[54]. Anche se non è stato ancora osservato direttamente un pianeta attorno a Vega, non può essere esclusa la presenza di un sistema planetario e potrebbero essere presenti dei pianeti di tipo terrestre in orbita più vicina alla stella. L'inclinazione delle orbite planetarie sarebbe probabilmente allineata con il piano equatoriale della stella^[55]. Un ipotetico osservatore situato su un pianeta attorno a Vega vedrebbe il Sole come una debole stella di magnitudine 4,3 nella costellazione della Colomba^[56].

[modifica] Mitologia

Vedi Giorno di San Valentino Cinese

[modifica] Collegamenti esterni

(IT) rettifica di alcune distanze

[modifica] Note

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$\begin{smallmatrix}\left( \frac{T_{eq}}{T_{pole}} \right)^4 = \left( \frac{7,600}{10,000} \right)^4 = 0.33\end{smallmatrix}$

circa il 33% del flusso ai poli
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$\begin{smallmatrix}10^{-0.5}=0.316\end{smallmatrix}$
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$\begin{smallmatrix}\mu = \sqrt{ {\mu_\delta}^2 + {\mu_\alpha}^2 \cdot \cos^2 \delta }\ =\ 327.78\ \text{mas/y} \end{smallmatrix}$

dove $μ α$ e $μ δ$ sono le componenti del movimento lungo l'ascensione retta e la declinazione, rispettivamente, e $δ$ è la declinazione. Vedere :Steven R. Majewski. Stellar Motions. University of Virginia, 2006. URL consultato il 2007-09-27.
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^ Il Sole apparirebbe alle coordinate diametricamente opposte a quelle di Vega: α=6^h 36^m 56.3364^s , δ=−38° 47′ 01.291″, nella regione occidentale della Colomba. La magnitudine è data da $\begin{smallmatrix}m\ =\ M_v - 5(\log_{10} \pi + 1)\ =\ 4.3.\end{smallmatrix}$