Vega
La estrella más brillante de la constelación de Lyra

Vega
Ubicación de Vega (en un círculo)
Datos de observación
Época J2000.0       Equinox J2000.0
ConstelaciónLira
Pronunciación/ ˈ v iː ɡ ə / [1][2][3]o / ˈ v eɪ ɡ ə / [2]
Ascensión recta18 horas 36 minutos 56,33635 segundos [4]
Declinación+38° 47′ 01.2802″ [4]
Magnitud aparente  (V)+0,026 [5] (−0,02 – +0,07) [6]
Características
Etapa evolutivaSecuencia principal
Tipo espectralA0Va [7]
Índice de color U−B0,00 [8]
Índice de color B−V0,00 [8]
Tipo de variableEscudo delta [6]
Astrometria
Velocidad radial (R v )−13,9 ± 0,9 [9]  km/s
Movimiento propio (μ) RA:  200,94 [4]  mas / año
Dic.:  286,23 [4]  mas / año
Paralaje (π)130,23 ± 0,36  mas [4]
Distancia25,04 ± 0,07 años  luz
(7,68 ± 0,02  años luz )
Magnitud absoluta  (M V )+0,582 [10]
Detalles
Masa2.15+0,10
-0,15[11]  Yo ☉
Radio2,726 ± 0,006 (ecuatorial),2,418 ± 0,008 (polar) [11]  R ☉
Luminosidad47,2 ± 0,2 [11]  L ☉
Gravedad superficial (log  g )4,1 ± 0,1 [12]  cgs
Temperatura10,070 ± 90 (polar),8.910 ± 130 (ecuatorial) [11]  K
Metalicidad [Fe/H]−0,5 [13]  dex
Rotación16,3  horas [14]
Velocidad de rotación ( v  sen  i )21,3 ± 0,2 [11]  km/s
Edad700+150
−75[11]  Mir
Otras denominaciones
Wega [15] , Lucida Lyrae [16] , Alpha Lyrae, α Lyrae , 3 Lyrae , BD +38°3238 , GJ  721, HD  172167, HIP  91262, HR  7001, SAO  67174, LTT  15486 [17]
Referencias de bases de datos
SIMBADdatos

Vega es la estrella más brillante de la constelación septentrional de Lira . Tiene la designación Bayer α Lyrae , que se latiniza como Alpha Lyrae y se abrevia Alpha Lyr o α Lyr . Esta estrella está relativamente cerca a solo 25 años luz (7,7 parsecs ) del Sol , y es una de las estrellas más luminosas en la vecindad del Sol . Es la quinta estrella más brillante del cielo nocturno y la segunda estrella más brillante del hemisferio celeste norte , después de Arturo .

Vega ha sido ampliamente estudiada por los astrónomos, lo que la ha llevado a ser denominada "posiblemente la siguiente estrella más importante en el cielo después del Sol". [18] Vega fue la estrella polar norte alrededor del año 12.000 a. C. y volverá a serlo alrededor del año 13.727, cuando su declinación será de +86° 14′. [19] Vega fue la primera estrella distinta del Sol de la que se fotografió su imagen y espectro . [20] [21] Fue una de las primeras estrellas cuya distancia se estimó a través de mediciones de paralaje . Vega ha funcionado como la línea de base para calibrar la escala de brillo fotométrico y fue una de las estrellas utilizadas para definir el punto cero del sistema fotométrico UBV .

Vega tiene sólo una décima parte de la edad del Sol, pero como es 2,1 veces más masiva, su vida útil esperada es también una décima parte de la del Sol; ambas estrellas se están acercando actualmente al punto medio de sus vidas de secuencia principal . En comparación con el Sol, Vega tiene una menor abundancia de elementos más pesados ​​que el helio . [13] Vega también es una estrella variable , es decir, una estrella cuyo brillo fluctúa. Está girando rápidamente con una velocidad de236 km/s en el ecuador. Esto hace que el ecuador se abulte hacia afuera debido a los efectos centrífugos y, como resultado, hay una variación de temperatura a lo largo de la fotosfera de la estrella que alcanza un máximo en los polos. Desde la Tierra, Vega se observa desde la dirección de uno de estos polos. [22]

Según las observaciones de una radiación infrarroja mayor de la esperada, Vega parece tener un disco circunestelar de polvo . Es probable que este polvo sea el resultado de colisiones entre objetos en un disco de escombros en órbita , que es análogo al cinturón de Kuiper en el Sistema Solar . [23] Las estrellas que muestran un exceso de infrarrojos debido a la emisión de polvo se denominan estrellas similares a Vega. [24] En 2021, se descubrió un candidato a Neptuno ultracaliente en una órbita de 2,43 días alrededor de Vega con el método de velocidad radial , además de otra posible señal con la masa de Saturno con un período de unos 200 días. [25]

Nomenclatura

Vega es la estrella más brillante de la constelación de Lyra.

α Lyrae ( latinizado como Alpha Lyrae ) es la designación Bayer de la estrella . El nombre tradicional Vega (anteriormente Wega [15] ) proviene de una transliteración libre de lapalabra árabe wāqi' ( árabe : واقع ) que significa "caer" o "aterrizaje", a través de la frase an-nasr al-wāqi' ( árabe : النّسر الْواقع ), "el águila que cae". [26] En 2016, la Unión Astronómica Internacional (UAI) organizó un Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN) [27] para catalogar y estandarizar los nombres propios de las estrellas. El primer boletín del WGSN de julio de 2016 [28] incluyó una tabla de los dos primeros lotes de nombres aprobados por el WGSN; que incluía Vega para esta estrella. Actualmente está incluido en el Catálogo de Nombres de Estrellas de la IAU . [29]

Observación

El Triángulo del Verano

Vega se puede ver a menudo cerca del cenit en las latitudes medias del norte durante la noche en el verano del hemisferio norte . [30] Desde latitudes medias del sur, se puede ver baja sobre el horizonte norte durante el invierno del hemisferio sur . Con una declinación de +38,78°, Vega solo se puede ver en latitudes al norte de 51° S. Por lo tanto, no se eleva en absoluto en ningún lugar de la Antártida o en la parte más austral de Sudamérica, incluida Punta Arenas , Chile (53° S). En latitudes al norte de 51° N , Vega permanece continuamente sobre el horizonte como una estrella circumpolar . Alrededor del 1 de julio, Vega alcanza la culminación de medianoche cuando cruza el meridiano en ese momento. [31] Complementariamente, Vega desciende y besa el horizonte en el norte verdadero a la medianoche del 31 de diciembre/1 de enero, como se ve desde 51° N.

Trayectoria de Vega en el solsticio de invierno, vista desde 51°N
Pequeños discos blancos que representan las estrellas del norte sobre un fondo negro, superpuestos por un círculo que muestra la posición del polo norte a lo largo del tiempo.
Trayectoria del polo norte celeste entre las estrellas debido a la precesión. Vega es la estrella brillante cerca de la parte inferior.

Cada noche, las posiciones de las estrellas parecen cambiar a medida que la Tierra gira. Sin embargo, cuando una estrella se encuentra a lo largo del eje de rotación de la Tierra, permanecerá en la misma posición y, por lo tanto, se llama estrella polar . La dirección del eje de rotación de la Tierra cambia gradualmente con el tiempo en un proceso conocido como la precesión de los equinoccios . Un ciclo de precesión completo requiere 25.770 años, [32] durante los cuales el polo de la rotación de la Tierra sigue una trayectoria circular a través de la esfera celeste que pasa cerca de varias estrellas prominentes. En la actualidad, la estrella polar es Polaris , pero alrededor de 12.000 a. C., el polo apuntaba a solo cinco grados de Vega. A través de la precesión, el polo volverá a pasar cerca de Vega alrededor de 14.000 d. C. [33] Vega es la más brillante de las sucesivas estrellas del polo norte. [15] En 210.000 años, Vega se convertirá en la estrella más brillante del cielo nocturno, [34] y alcanzará su máximo brillo en 290.000 años con una magnitud aparente de -0,81. [34]

Esta estrella se encuentra en un vértice de un asterismo muy espaciado llamado Triángulo de Verano , que consta de Vega más las dos estrellas de primera magnitud Altair , en Aquila , y Deneb en Cygnus . [30] Esta formación tiene la forma aproximada de un triángulo rectángulo , con Vega ubicada en su ángulo recto . El Triángulo de Verano es reconocible en los cielos del norte porque hay pocas otras estrellas brillantes en sus proximidades. [35]

Historia de la observación

Astrofotografía de Vega
"En la noche del 16 al 17 de julio de 1850, Whipple y Bond realizaron el primer daguerrotipo de una estrella (Vega)"

La astrofotografía , la fotografía de objetos celestes, comenzó en 1840 cuando John William Draper tomó una imagen de la Luna utilizando el proceso del daguerrotipo . El 17 de julio de 1850, Vega se convirtió en la primera estrella (aparte del Sol) en ser fotografiada, cuando fue fotografiada por William Bond y John Adams Whipple en el Observatorio de la Universidad de Harvard , también con un daguerrotipo. [15] [20] [36] En agosto de 1872, Henry Draper tomó una fotografía del espectro de Vega , la primera fotografía del espectro de una estrella que muestra líneas de absorción. [21] Líneas similares ya se habían identificado en el espectro del Sol. [37] En 1879, William Huggins utilizó fotografías de los espectros de Vega y estrellas similares para identificar un conjunto de doce "líneas muy fuertes" que eran comunes a esta categoría estelar. Estas fueron identificadas más tarde como líneas de la serie Hydrogen Balmer . [38] Desde 1943, el espectro de esta estrella ha servido como uno de los puntos de anclaje estables mediante los cuales se clasifican otras estrellas. [39]

La distancia a Vega se puede determinar midiendo su desplazamiento de paralaje con respecto a las estrellas de fondo a medida que la Tierra orbita alrededor del Sol . Giuseppe Calandrelli notó el paralaje estelar en 1805-6 y llegó a un valor de 4 segundos para la estrella que era una sobreestimación enorme. [40] La primera persona en publicar el paralaje de una estrella fue Friedrich GW von Struve , cuando anunció un valor de 0,125 segundos de arco (0,125″ ) para Vega. [41] Friedrich Bessel era escéptico sobre los datos de Struve y, cuando Bessel publicó una paralaje de 0,314″ para el sistema estelar 61 Cygni , Struve revisó su valor para la paralaje de Vega para casi duplicar la estimación original. Este cambio arrojó más dudas sobre los datos de Struve. Por lo tanto, la mayoría de los astrónomos de la época, incluido Struve, atribuyeron a Bessel el primer resultado de paralaje publicado. Sin embargo, el resultado inicial de Struve estaba en realidad cerca del valor actualmente aceptado de 0,129″, [42] [43] según lo determinado por el satélite astrométrico Hipparcos . [4] [44] [45]

El brillo de una estrella, tal como se ve desde la Tierra, se mide con una escala logarítmica estandarizada . Esta magnitud aparente es un valor numérico que disminuye en valor a medida que aumenta el brillo de la estrella. Las estrellas más débiles visibles a simple vista son de sexta magnitud, mientras que la más brillante en el cielo nocturno, Sirio , es de magnitud −1,46. Para estandarizar la escala de magnitud, los astrónomos eligieron a Vega y varias estrellas similares y promediaron su brillo para representar la magnitud cero en todas las longitudes de onda. Por lo tanto, durante muchos años, Vega se utilizó como base para la calibración de escalas de brillo fotométrico absoluto. [46] Sin embargo, este ya no es el caso, ya que el punto cero de magnitud aparente ahora se define comúnmente en términos de un flujo particular especificado numéricamente . Este enfoque es más conveniente para los astrónomos, ya que Vega no siempre está disponible para la calibración y varía en brillo. [47]

El sistema fotométrico UBV mide la magnitud de las estrellas a través de filtros ultravioleta , azul y amarillo, produciendo valores U , B y V , respectivamente. Vega es una de las seis estrellas A0V que se usaron para establecer los valores medios iniciales para este sistema fotométrico cuando se introdujo en la década de 1950. Las magnitudes medias para estas seis estrellas se definieron como: U − B = B − V = 0. En efecto, la escala de magnitud ha sido calibrada para que la magnitud de estas estrellas sea la misma en las partes amarilla, azul y ultravioleta del espectro electromagnético . [48] Por lo tanto, Vega tiene un espectro electromagnético relativamente plano en la región visual (rango de longitud de onda de 350 a 850 nanómetros , la mayoría de los cuales se pueden ver con el ojo humano), por lo que las densidades de flujo son aproximadamente iguales; 2000–4.000  Jy . [49] Sin embargo, la densidad de flujo de Vega cae rápidamente en el infrarrojo y está cerca de100 Jy en5  micrómetros . [50]

Las mediciones fotométricas de Vega durante la década de 1930 parecieron mostrar que la estrella tenía una variabilidad de baja magnitud del orden de ±0,03 magnitud (alrededor de ±2,8% [nota 1] de luminosidad). Este rango de variabilidad estaba cerca de los límites de la capacidad de observación para ese momento, y por lo tanto el tema de la variabilidad de Vega ha sido controvertido. La magnitud de Vega se midió nuevamente en 1981 en el Observatorio David Dunlap y mostró una ligera variabilidad. Por lo tanto, se sugirió que Vega mostró pulsaciones ocasionales de baja amplitud asociadas con una variable Delta Scuti . [51] Esta es una categoría de estrellas que oscilan de manera coherente, lo que resulta en pulsaciones periódicas en la luminosidad de la estrella. [52] Aunque Vega se ajusta al perfil físico para este tipo de variable, otros observadores no han encontrado tal variación. Por lo tanto, se pensó que la variabilidad posiblemente fuera el resultado de errores sistemáticos en la medición. [53] [54] Sin embargo, un artículo de 2007 examinó estos y otros resultados y concluyó que "un análisis conservador de los resultados anteriores sugiere que es muy probable que Vega varíe en un rango de 1 a 2 %, con posibles desviaciones ocasionales de hasta un 4 % de la media". [55] Además, un artículo de 2011 afirma que "se confirmó la variabilidad a largo plazo (de año en año) de Vega". [56]

Vega se convirtió en la primera estrella solitaria de la secuencia principal más allá del Sol que se sabe que es emisora ​​de rayos X cuando en 1979 fue observada desde un telescopio de rayos X lanzado en un Aerobee 350 desde el Campo de Misiles White Sands . [57] En 1983, Vega se convirtió en la primera estrella que se encontró que tenía un disco de polvo. El Satélite Astronómico Infrarrojo (IRAS) descubrió un exceso de radiación infrarroja proveniente de la estrella, y esto se atribuyó a la energía emitida por el polvo en órbita al ser calentado por la estrella. [58]

Características físicas

La clase espectral de Vega es A0V, lo que la convierte en una estrella blanca de secuencia principal teñida de azul que está fusionando hidrógeno con helio en su núcleo. Dado que las estrellas más masivas utilizan su combustible de fusión más rápidamente que las más pequeñas, la vida útil de Vega en la secuencia principal es de aproximadamente mil millones de años, una décima parte de la del Sol. [59] La edad actual de esta estrella es de unos 455 millones de años, [60] o hasta aproximadamente la mitad de su vida útil total esperada en la secuencia principal. Después de dejar la secuencia principal, Vega se convertirá en una gigante roja de clase M y perderá gran parte de su masa, convirtiéndose finalmente en una enana blanca . En la actualidad, Vega tiene más del doble de la masa [22] del Sol y su luminosidad bolométrica es aproximadamente 40 veces la del Sol. Debido a que está rotando rápidamente, aproximadamente una vez cada 16,5 horas, [14] y se ve casi en el polo, su luminosidad aparente, calculada asumiendo que fuera el mismo brillo en todas partes, es aproximadamente 57 veces la del Sol. [12] Si Vega es variable, entonces puede ser un tipo Delta Scuti con un período de aproximadamente 0,107 días. [51]

La mayor parte de la energía producida en el núcleo de Vega es generada por el ciclo carbono-nitrógeno-oxígeno ( ciclo CNO ), un proceso de fusión nuclear que combina protones para formar núcleos de helio a través de núcleos intermediarios de carbono, nitrógeno y oxígeno. Este proceso se vuelve dominante a una temperatura de aproximadamente 17 millones de K, [61] que es ligeramente más alta que la temperatura del núcleo del Sol, pero es menos eficiente que la reacción de fusión en cadena protón-protón del Sol . El ciclo CNO es altamente sensible a la temperatura, lo que da como resultado una zona de convección alrededor del núcleo [62] que distribuye uniformemente la "ceniza" de la reacción de fusión dentro de la región del núcleo. La atmósfera suprayacente está en equilibrio radiativo . Esto contrasta con el Sol, que tiene una zona de radiación centrada en el núcleo con una zona de convección suprayacente. [63]

El flujo de energía de Vega se ha medido con precisión en comparación con fuentes de luz estándar.5.480 Å , la densidad de flujo es3.650 Jy con un margen de error del 2%. [64] El espectro visual de Vega está dominado por líneas de absorción de hidrógeno; específicamente por la serie de Balmer del hidrógeno con el electrón en el número cuántico principal n=2 . [65] [66] Las líneas de otros elementos son relativamente débiles, siendo las más fuertes las del magnesio ionizado , el hierro y el cromo . [67] La ​​emisión de rayos X de Vega es muy baja, lo que demuestra que la corona de esta estrella debe ser muy débil o inexistente. [68] Sin embargo, como el polo de Vega está orientado hacia la Tierra y puede estar presente un agujero coronal polar, [57] [69] la confirmación de una corona como la fuente probable de los rayos X detectados desde Vega (o la región muy cercana a Vega) puede ser difícil ya que la mayoría de los rayos X coronales no se emitirían a lo largo de la línea de visión. [69] [70]

Un equipo de astrónomos del Observatorio del Pic du Midi ha detectado un campo magnético en la superficie de Vega mediante espectropolarimetría . Se trata de la primera detección de este tipo de un campo magnético en una estrella de clase espectral A que no es una estrella químicamente peculiar Ap . El componente de línea de visión promedio de este campo tiene una intensidad de −0,6 ± 0,3 gauss (G) . [71] Esto es comparable al campo magnético medio del Sol. [72] Se han informado campos magnéticos de aproximadamente 30 G para Vega, en comparación con aproximadamente 1 G para el Sol. [57] En 2015, se detectaron manchas estelares brillantes en la superficie de la estrella, la primera detección de este tipo para una estrella normal de tipo A , y estas características muestran evidencia de modulación rotacional con un período de 0,68 días. [73]

Rotación

Vega tiene un período de rotación de 16,3 horas, [14] mucho más rápido que el período de rotación del Sol pero similar y ligeramente más lento que los de Júpiter y Saturno . Debido a eso, Vega es significativamente achatado como esos dos planetas.

Cuando se midió el radio de Vega con gran precisión con un interferómetro , se obtuvo un valor estimado inesperadamente grande de2,73 ± 0,01 veces el radio del Sol . Esto es un 60% más grande que el radio de la estrella Sirio, mientras que los modelos estelares indicaban que debería ser solo un 12% más grande. Sin embargo, esta discrepancia se puede explicar si Vega es una estrella que gira rápidamente y se observa desde la dirección de su polo de rotación. Las observaciones realizadas por el conjunto CHARA en 2005-2006 confirmaron esta deducción. [12]

Comparación del tamaño de Vega (izquierda) con el Sol (derecha)

El polo de Vega, su eje de rotación, está inclinado no más de cinco grados desde la línea de visión hacia la Tierra. En el extremo superior de las estimaciones para la velocidad de rotación de Vega se encuentra236,2 ± 3,7 km/s [60] a lo largo del ecuador, mucho más alta que la velocidad de rotación observada (es decir, proyectada ) porque Vega se ve casi en el polo. Esto es el 88% de la velocidad que haría que la estrella comenzara a romperse por efectos centrífugos . [60] Esta rápida rotación de Vega produce un abultamiento ecuatorial pronunciado, por lo que el radio del ecuador es un 19% más grande que el radio polar, en comparación con poco menos del 11% para Saturno, el más achatado de los planetas del Sistema Solar. (El radio polar estimado de esta estrella es2,362 ± 0,012 radios solares , mientras que el radio ecuatorial es2,818 ± 0,013 radios solares. [60] ) Desde la Tierra, este abultamiento se observa desde la dirección de su polo, lo que produce una estimación del radio excesivamente grande.

La gravedad superficial local en los polos es mayor que en el ecuador, lo que produce una variación en la temperatura efectiva sobre la estrella: la temperatura polar es cercana10.000  K , mientras que la temperatura ecuatorial es de aproximadamente8.152 K. [ 60] Esta gran diferencia de temperatura entre los polos y el ecuador produce un fuerte efecto de oscurecimiento por gravedad . Visto desde los polos, esto da como resultado un limbo más oscuro (de menor intensidad) de lo que normalmente se esperaría para una estrella esféricamente simétrica. El gradiente de temperatura también puede significar que Vega tiene una zona de convección alrededor del ecuador, [12] [74] mientras que es probable que el resto de la atmósfera esté en un equilibrio radiativo casi puro . [75] Por el teorema de Von Zeipel , la luminosidad local es mayor en los polos. Como resultado, si Vega se viera a lo largo del plano de su ecuador en lugar de casi sobre los polos, entonces su brillo general sería menor.

Como Vega se ha utilizado durante mucho tiempo como estrella estándar para calibrar telescopios , el descubrimiento de que gira rápidamente puede cuestionar algunas de las suposiciones subyacentes que se basaban en su simetría esférica. Ahora que se conocen mejor el ángulo de visión y la velocidad de rotación de Vega, esto permitirá calibrar mejor los instrumentos. [76]

Abundancia de elementos

En astronomía, los elementos con números atómicos superiores al helio se denominan "metales". La metalicidad de la fotosfera de Vega es sólo un 32% de la abundancia de elementos pesados ​​en la atmósfera del Sol. [nota 2] (Compárese, por ejemplo, con una abundancia de metalicidad tres veces mayor en la estrella similar Sirio en comparación con el Sol). A modo de comparación, el Sol tiene una abundancia de elementos más pesados ​​que el helio de aproximadamente Z Sol  = 0,0172 ± 0,002 . [77] Por lo tanto, en términos de abundancias, solo alrededor del 0,54% de Vega consiste en elementos más pesados ​​que el helio. El nitrógeno es ligeramente más abundante, el oxígeno es solo marginalmente menos abundante y la abundancia de azufre es aproximadamente el 50% de la solar. Por otro lado, Vega tiene solo entre el 10% y el 30% de la abundancia solar para la mayoría de los demás elementos principales, con bario y escandio por debajo del 10%. [60]

La metalicidad inusualmente baja de Vega la convierte en una estrella Lambda Boötis débil . [78] [79] Sin embargo, la razón de la existencia de estrellas de clase espectral A0–F0 tan peculiares desde el punto de vista químico sigue sin estar clara. Una posibilidad es que la peculiaridad química pueda ser el resultado de la difusión o la pérdida de masa, aunque los modelos estelares muestran que esto normalmente solo ocurriría cerca del final de la vida útil de combustión de hidrógeno de una estrella. Otra posibilidad es que la estrella se haya formado a partir de un medio interestelar de gas y polvo que era inusualmente pobre en metales. [80]

La relación helio-hidrógeno observada en Vega es0,030 ± 0,005 , que es aproximadamente un 40% inferior a la del Sol. Esto puede deberse a la desaparición de una zona de convección de helio cerca de la superficie. La transferencia de energía se realiza en cambio mediante el proceso radiativo , que puede estar causando una anomalía de abundancia a través de la difusión. [81]

Cinemática

La velocidad radial de Vega es el componente del movimiento de esta estrella a lo largo de la línea de visión hacia la Tierra. El movimiento que se aleja de la Tierra hará que la luz de Vega se desplace a una frecuencia más baja (hacia el rojo) o a una frecuencia más alta (hacia el azul) si el movimiento es hacia la Tierra. Por lo tanto, la velocidad se puede medir a partir de la cantidad de desplazamiento del espectro de la estrella. Las mediciones precisas de este desplazamiento hacia el azul dan un valor de−13,9 ± 0,9 km/s . [9] El signo menos indica un movimiento relativo hacia la Tierra.

El movimiento transversal a la línea de visión hace que la posición de Vega se desplace con respecto a las estrellas de fondo más distantes. La medición cuidadosa de la posición de la estrella permite calcular este movimiento angular, conocido como movimiento propio . El movimiento propio de Vega es202,03 ± 0,63  milisegundos de arco (mas) por año en ascensión recta —el equivalente celestial de la longitud— y287,47 ± 0,54 mas/a en declinación , lo que equivale a un cambio en latitud . El movimiento propio neto de Vega es327,78 mas/y , [82] lo que da como resultado un movimiento angular de un grado cada11.000 años .

En el sistema de coordenadas galáctico , los componentes de la velocidad espacial de Vega son (U, V, W) = (−16,1 ± 0,3 ,−6,3 ± 0,8 ,−7,7 ± 0,3 ) km/s , para una velocidad espacial neta de19 km/s . [83] El componente radial de esta velocidad, en dirección al Sol, es−13,9 km/s , mientras que la velocidad transversal es12,9 km/s . [ cita requerida ] Aunque Vega es actualmente sólo la quinta estrella más brillante del cielo nocturno, la estrella está aumentando lentamente su brillo a medida que el movimiento propio hace que se acerque al Sol. [84] Vega hará su aproximación más cercana en unos 264.000 años a una distancia de perihelio de 13,2 años luz (4,04 pc). [85]

Basándose en las propiedades cinemáticas de esta estrella, parece pertenecer a una asociación estelar llamada Grupo Móvil Castor . Sin embargo, Vega puede ser mucho más antigua que este grupo, por lo que la pertenencia a ella sigue siendo incierta. [60] Este grupo contiene alrededor de 16 estrellas, entre ellas Alpha Librae , Alpha Cephei , Castor , Fomalhaut y Vega. Todos los miembros del grupo se mueven casi en la misma dirección con velocidades espaciales similares . La pertenencia a un grupo móvil implica un origen común para estas estrellas en un cúmulo abierto que desde entonces se ha vuelto gravitacionalmente no ligado. [86] La edad estimada de este grupo móvil es200 ± 100 millones de años y tienen una velocidad espacial media de16,5 km/s . [nota 3] [83]

Posible sistema planetario

El sistema planetario Vega [25] [87]
Compañero
(en orden desde la estrella)		MasaSemieje mayor
( UA )		Periodo orbital
( días )		ExcentricidadInclinaciónRadio
b (sin confirmar)≥21,9 ± 5,1 millones 🜨0,04555 ± 0,000532,42977 ± 0,000160,25 ± 0,15——
(inconfirmado)20 millones 🜨~2–5————
Polvo caliente≤0,2 UA——
Disco interior(3-5)–78 UA7-8 °—
Análogo del cinturón de Kuiper78–170 UA9-11 °—
Halo<250 UA——
El disco de escombros alrededor de Vega con JWST MIRI (todas las imágenes) y ALMA (contornos en la imagen inferior derecha). Imagen publicada por Su et al. [87]

Exceso de infrarrojos

Uno de los primeros resultados del Satélite de Astronomía Infrarroja (IRAS) fue el descubrimiento de un exceso de flujo infrarrojo proveniente de Vega, más allá de lo que se esperaría de la estrella sola. Este exceso se midió en longitudes de onda de 25, 60 y 100 nanómetros .100  μm , y procedía de un radio angular de10 segundos de arco (10″ ) centrado en la estrella. A la distancia medida de Vega, esto correspondía a un radio real de80  unidades astronómicas (UA), donde una UA es el radio promedio de la órbita de la Tierra alrededor del Sol. Se propuso que esta radiación provenía de un campo de partículas en órbita con una dimensión del orden de un milímetro, ya que cualquier cosa más pequeña eventualmente sería eliminada del sistema por la presión de radiación o atraída hacia la estrella por medio del arrastre de Poynting-Robertson . [88] Esto último es el resultado de la presión de radiación que crea una fuerza efectiva que se opone al movimiento orbital de una partícula de polvo, haciendo que se mueva en espiral hacia adentro. Este efecto es más pronunciado para las partículas diminutas que están más cerca de la estrella. [89]

Mediciones posteriores de Vega en193 μm mostró un flujo menor al esperado para las partículas hipotéticas, lo que sugiere que deben ser del orden de100 μm o menos. Para mantener esta cantidad de polvo en órbita alrededor de Vega, se requeriría una fuente continua de reposición. Un mecanismo propuesto para mantener el polvo era un disco de cuerpos fusionados que estaban en proceso de colapsar para formar un planeta. [88] Los modelos ajustados a la distribución del polvo alrededor de Vega indican que es un disco circular de radio de 120 unidades astronómicas visto casi desde el polo. Además, hay un agujero en el centro del disco con un radio de no menos de80 UA . [90]

Tras el descubrimiento de un exceso de infrarrojos alrededor de Vega, se han encontrado otras estrellas que presentan una anomalía similar, atribuible a la emisión de polvo. Hasta 2002, se han descubierto unas 400 de estas estrellas, que han pasado a denominarse estrellas "similares a Vega" o "con exceso de Vega". Se cree que pueden proporcionar pistas sobre el origen del Sistema Solar . [24]

Discos de escombros

En 2005, el telescopio espacial Spitzer había producido imágenes infrarrojas de alta resolución del polvo que rodea a Vega. Se demostró que se extendía hasta 43″ (330 AU ) a una longitud de onda de24 μm , 70″ (543 UA ) en70 μm y105″ (815 UA ) en160 μm . Se descubrió que estos discos mucho más anchos eran circulares y estaban libres de grumos, con partículas de polvo que variaban entre 1 yTiene un tamaño de 50 μm y la masa total estimada de este polvo es de 3 × 10−3 veces la masa de la Tierra (alrededor de 7,5 veces más masivo que el cinturón de asteroides ). La producción de polvo requeriría colisiones entre asteroides en una población correspondiente al Cinturón de Kuiper alrededor del Sol. Por lo tanto, es más probable que el polvo se haya creado a partir de un disco de escombros alrededor de Vega, en lugar de a partir de un disco protoplanetario como se pensaba anteriormente. [23]

Concepto artístico de una reciente colisión masiva de objetos del tamaño de un planeta enano que pueden haber contribuido al anillo de polvo alrededor de Vega

El límite interior del disco de escombros se estimó en11″ ± 2″ , o 70–100 UA . El disco de polvo se produce cuando la presión de radiación de Vega empuja hacia afuera los restos de las colisiones de objetos más grandes. Sin embargo, la producción continua de la cantidad de polvo observada a lo largo de la vida de Vega requeriría una enorme masa inicial, estimada en cientos de veces la masa de Júpiter . Por lo tanto, es más probable que se haya producido como resultado de una ruptura relativamente reciente de un cometa o asteroide de tamaño moderado (o más grande), que luego se fragmentó aún más como resultado de colisiones entre los componentes más pequeños y otros cuerpos. Este disco de polvo sería relativamente joven en la escala de tiempo de la edad de la estrella, y eventualmente se eliminará a menos que otros eventos de colisión proporcionen más polvo. [23]

Las observaciones, primero con el interferómetro de prueba Palomar por David Ciardi y Gerard van Belle en 2001 [91] y luego confirmadas con el conjunto CHARA en el monte Wilson en 2006 y el conjunto de telescopios ópticos infrarrojos en el monte Hopkins en 2011, [92] revelaron evidencia de una banda de polvo interna alrededor de Vega.A 8 UA de la estrella, este polvo exozodiacal puede ser evidencia de perturbaciones dinámicas dentro del sistema. [93] Esto puede ser causado por un intenso bombardeo de cometas o meteoritos , y puede ser evidencia de la existencia de un sistema planetario. [94]

El disco también fue observado con ALMA en 2020 [95] , el LMT en 2022 [96] y con Hubble STIS [97] y JWST MIRI en 2024. [87] La ​​imagen de ALMA resolvió el disco exterior por primera vez. [95] La observación del Hubble es la primera imagen del disco en luz dispersa y encontró un halo exterior formado por pequeños granos de polvo. [97] Las observaciones del JWST también detectaron el Halo, el disco exterior y por primera vez el disco interior. Las observaciones infrarrojas también mostraron un hueco a 60 UA por primera vez. El interior de polvo del disco exterior es consistente con el polvo arrastrado por el efecto Poynting-Robertson . El borde interior del disco interior está oculto detrás del coronógrafo , pero se infirió que estaba a 3-5 UA a partir de la fotometría. La estrella también está rodeada por un exceso de infrarrojos calientes, ubicado en la región sub-UA, lo que deja un segundo espacio entre el disco interior y el polvo caliente que rodea a la estrella. Este exceso de infrarrojos calientes se encuentra a una distancia de aproximadamente 0,2 UA o menos y está formado por granos pequeños, como grafito y óxidos de hierro y manganeso , lo que se verificó previamente. [87]

Posibles planetas

Las observaciones del telescopio James Clerk Maxwell en 1997 revelaron una "región central brillante y alargada" que alcanzó un máximo de 9″ (70 UA ) al noreste de Vega. Se planteó la hipótesis de que se trataba de una perturbación del disco de polvo causada por un planeta o por un objeto en órbita rodeado de polvo. Sin embargo, las imágenes del telescopio Keck habían descartado un compañero de magnitud hasta 16, lo que correspondería a un cuerpo con más de 12 veces la masa de Júpiter. [98] Los astrónomos del Centro Astronómico Conjunto de Hawái y de la UCLA sugirieron que la imagen podría indicar un sistema planetario que aún se encuentra en formación. [99]

Determinar la naturaleza del planeta no ha sido sencillo; un artículo de 2002 plantea la hipótesis de que las aglomeraciones son causadas por un planeta de masa similar a la de Júpiter en una órbita excéntrica . El polvo se acumularía en órbitas que tienen resonancias de movimiento medio con este planeta (donde sus períodos orbitales forman fracciones enteras con el período del planeta), lo que produciría la aglomeración resultante. [100]

Impresión artística de un planeta alrededor de Vega.

En 2003, se planteó la hipótesis de que estos cúmulos podrían ser causados ​​por un planeta con una masa similar a la de Neptuno que había migrado de 40 a 600 millones de años antes.65  UA en 56 millones de años, [101] una órbita lo suficientemente grande como para permitir la formación de planetas rocosos más pequeños más cerca de Vega. La migración de este planeta probablemente requeriría interacción gravitacional con un segundo planeta de mayor masa en una órbita más pequeña. [102]

En 2005, utilizando un coronógrafo en el telescopio Subaru de Hawái, los astrónomos pudieron limitar aún más el tamaño de un planeta que orbita Vega a no más de 5 a 10 veces la masa de Júpiter. [103] La cuestión de los posibles grumos en el disco de escombros se revisó en 2007 utilizando una instrumentación más nueva y sensible en el interferómetro Plateau de Bure . Las observaciones mostraron que el anillo de escombros es liso y simétrico. No se encontró evidencia de las manchas reportadas anteriormente, lo que pone en duda el hipotético planeta gigante. [104] La estructura lisa ha sido confirmada en observaciones de seguimiento de Hughes et al. (2012) [105] y el Telescopio Espacial Herschel . [106]

Aunque todavía no se ha observado ningún planeta directamente alrededor de Vega, no se puede descartar la presencia de un sistema planetario. Por lo tanto, podría haber planetas terrestres más pequeños orbitando más cerca de la estrella. Es probable que la inclinación de las órbitas planetarias alrededor de Vega esté estrechamente alineada con el plano ecuatorial de esta estrella. [107]

Desde la perspectiva de un observador en un planeta hipotético alrededor de Vega, el Sol aparecería como una débil estrella de magnitud 4,3 en la constelación de Columba . [nota 4]

En 2021, un artículo que analizaba 10 años de espectros de Vega detectó una señal candidata de 2,43 días alrededor de Vega, que estadísticamente se estima que tiene solo un 1 % de posibilidades de ser un falso positivo. [25] Teniendo en cuenta la amplitud de la señal, los autores estimaron una masa mínima de21,9 ± 5,1 masas terrestres, pero considerando la rotación muy oblicua de Vega de solo 6,2° desde la perspectiva de la Tierra, el planeta también puede estar alineado con este plano, lo que le da una masa real de203 ± 47 masas terrestres. [25] Los investigadores también detectaron una débil196.4+1,6
-1,9-señal del día que podría traducirse a80 ± 21 masas terrestres (740 ± 190 a 6,2° de inclinación) pero es demasiado débil para considerarla una señal real con los datos disponibles. [25]

Las observaciones del disco con JWST MIRI encontraron un disco frontal muy circular. La morfología indica que no hay ningún planeta más masivo que Saturno más allá de 10 UA. El disco tiene un hueco a alrededor de 60 UA. Los planetas que abren huecos se infieren para discos alrededor de otras estrellas y el equipo prueba esta idea para Vega ejecutando simulaciones. Las simulaciones han demostrado que un planeta con ≥6 M E a 65 UA introduciría estructuras asimétricas interiores que no se ven en el disco de Vega. Cualquier planeta que abra huecos tendría que ser menos masivo. Además, se infirió que el borde interior del disco interior estaba a 3-5 UA. Vega también muestra evidencia de un exceso de infrarrojo caliente en la región sub-UA. El límite interior de los restos cálidos podría indicar que hay un planeta con la masa de Neptuno en el interior, que lo pastorea . [87]

Etimología y significado cultural

Se cree que el nombre se deriva del término árabe Al Nesr al Waki ​​النسر الواقع que apareció en el catálogo estelar Al Achsasi al Mouakket y fue traducido al latín como Vultur Cadens , "el águila/buitre que cae". [108] [nota 5] La constelación fue representada como un buitre en el antiguo Egipto , [109] y como un águila o buitre en la antigua India . [110] [111] El nombre árabe apareció luego en el mundo occidental en las tablas alfonsinas , [112] que se elaboraron entre 1215 y 1270 por orden del rey Alfonso X. [ 113] Los astrolabios medievales de Inglaterra y Europa occidental usaban los nombres Wega y Alvaca, y la representaban a ella y a Altair como pájaros. [114]

Entre los pueblos del norte de Polinesia , Vega era conocida como whetu o te tau , la estrella del año. Durante un período histórico, marcaba el comienzo del nuevo año, cuando se preparaba la tierra para la siembra. Con el tiempo, esta función pasó a ser denotada por las Pléyades . [115]

Los asirios llamaban a esta estrella polar Dayan-same, el "Juez del Cielo", mientras que en acadio era Tir-anna, "Vida del Cielo". En la astronomía babilónica , Vega puede haber sido una de las estrellas llamadas Dilgan, "el Mensajero de la Luz". Para los antiguos griegos , la constelación de Lira se formó a partir del arpa de Orfeo , con Vega como su mango. [16] Para el Imperio Romano , el comienzo del otoño se basaba en la hora en la que Vega se ponía bajo el horizonte. [15]

En chino ,織女( Zhī Nǚ ), que significa Tejedora (asterismo) , se refiere a un asterismo que consiste en Vega, ε Lyrae y ζ 1 Lyrae . [116] En consecuencia, el nombre chino para Vega es織女一( Zhī Nǚ yī , español: la Primera Estrella de la Tejedora ). [117] En la mitología china , hay una historia de amor de Qixi (七夕) en la que Niulang (牛郎, Altair ) y sus dos hijos ( β Aquilae y γ Aquilae ) son separados de su madre Zhinü (織女, lit. "tejedora", Vega) que está al otro lado del río, la Vía Láctea . [118] Sin embargo, un día al año, el séptimo día del séptimo mes del calendario lunisolar chino , las urracas construyen un puente para que Niulang y Zhinü puedan volver a estar juntos para un breve encuentro. El festival japonés de Tanabata , en el que Vega es conocida como Orihime (織姫), también se basa en esta leyenda. [119]

En el zoroastrismo , Vega a veces se asociaba con Vanant, una divinidad menor cuyo nombre significa "conquistador". [120]

El pueblo indígena Boorong del noroeste de Victoria , Australia, lo llamó Neilloan , [121] "el préstamo volador ". [122]

En el Srimad Bhagavatam , Shri Krishna le dice a Arjuna que entre los Nakshatras él es Abhijit, observación que indica lo auspicioso de este Nakshatra. [123]

Los astrólogos medievales consideraron a Vega como una de las estrellas behenianas [124] y la relacionaron con el crisólito y la ajedrea . Cornelius Agrippa incluyó su signo cabalístico bajo Vultur cadens , una traducción literal al latín del nombre árabe. [125] Los mapas estelares medievales también enumeraron los nombres alternativos Waghi, Vagieh y Veka para esta estrella. [31]

El poema de WH Auden de 1933 " Una noche de verano (a Geoffrey Hoyland) " [126] comienza con el famoso pareado: "En el césped me acuesto en la cama, /Vega visiblemente sobre mi cabeza".

Vega se convirtió en la primera estrella en tener un automóvil con su nombre con la línea de automóviles francesa Facel Vega a partir de 1954 y, más tarde, en Estados Unidos, Chevrolet lanzó el Vega en 1971. [127] Otros vehículos que llevan el nombre de Vega incluyen el sistema de lanzamiento Vega de la ESA [128] y el avión Lockheed Vega . [129]

Notas

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    M bol = −2,5 log L / L ☉ + 4,74,
    donde M bol es la magnitud bolométrica , L es la luminosidad de la estrella y L ☉ es la luminosidad solar . Una variación de M bol de ±0,03 da
    M bol 2 − M bol 1 = 0,03 = 2,5 log L 1 / L 2
    para
    L 1 / L 2 = 10 0,03/2,5 ≈ 1,028,
    o una variación de luminosidad de ±2,8%.
  2. ^ Para una metalicidad de −0,5, la proporción de metales con respecto al Sol viene dada por
    10 − 0,5 = 0,316 {\displaystyle 10^{-0,5}=0,316} .
    Véase: Matteucci, Francesca (2001). La evolución química de la galaxia. Biblioteca de Astrofísica y Ciencias Espaciales. Vol. 253. Springer Science & Business Media. pág. 7. ISBN. 978-0792365525.
  3. ^ Los componentes de la velocidad espacial en el sistema de coordenadas galáctico son: U = −10,7 ± 3,5 , V = −8,0 ± 2,4 , W = −9,7 ± 3,0 km/s . UVW es un sistema de coordenadas cartesianas , por lo que se aplica la fórmula de la distancia euclidiana . Por lo tanto, la velocidad neta es
    en es = 10.7 2 + 8.0 2 + 9.7 2 = 16.5   kilómetros por segundo . {\displaystyle v_{\text{sp}}={\sqrt {10,7^{2}+8,0^{2}+9,7^{2}}}=16,5~{\text{km/s}}.}
    Véase: Bruce, Peter C. (2015). Introducción a la estadística y el análisis: una perspectiva de remuestreo. John Wiley & Sons. pág. 20. ISBN 978-1118881330.
  4. ^ El Sol aparecería en coordenadas diametralmente opuestas a Vega en α =  6 h 36 m 56.3364 s , δ = −38° 47′ 01.291″, que está en la parte occidental de Columba.

    La magnitud visual está dada por π Véase: Hughes, David W. (2006). "La introducción de la magnitud absoluta (1902–1922)". Revista de historia y patrimonio astronómico . 9 (2): 173–179. Bibcode :2006JAHH....9..173H. doi :10.3724/SP.J.1440-2807.2006.02.06. S2CID  115611984. metro = METRO en − 5 − 5 registro 10 {\displaystyle m=M_{v}-5-5\log _{10}}     ⇒   4.83 − 5 − ( 5   × registro 10 ⁡ 0,13023 ) = 4.256 {\displaystyle \ \Flecha derecha \ 4,83-5-(5\ \times \log _{10}0,13023)=4,256}
  5. ^ Es decir, un buitre en el suelo con las alas plegadas (Edward William Lane, Léxico árabe-inglés ).

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    micras = micras del 2 + micras alfa 2 ⋅ porque 2 ⁡ del   =   327,78   mas/a {\displaystyle {\begin{smallmatrix}\mu ={\sqrt {{\mu _{\delta }}^{2}+{\mu _{\alpha }}^{2}\cdot \cos ^{2}\delta }}\ =\ 327,78\ {\text{mas/y}}\end{smallmatrix}}}
    donde y son los componentes del movimiento propio en la AR y la Declinación, respectivamente, y es la Declinación. micras alfa {\displaystyle \mu _{\alpha }} micras del {\displaystyle \mu _{\delta }} del {\estilo de visualización \delta}
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