Vega es la estrella más brillante de la constelación norteña de Lyra . Tiene la designación de Bayer α Lyrae , que está latinizada como Alpha Lyrae y abreviada Alpha Lyr o α Lyr . Esta estrella está relativamente cerca , a sólo 25 años luz (7,7 pársecs ) 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 Arcturus .
Vega ha sido ampliamente estudiada por los astrónomos, lo que la ha llevado a denominarla "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 lo volverá a ser alrededor del año 13.727, cuando su declinación será de +86° 14′. [19] Vega fue la primera estrella, además del Sol, en cuya imagen y espectro se fotografiaron. [20] [21] Fue una de las primeras estrellas cuya distancia se estimó mediante mediciones de paralaje . Vega ha funcionado como 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 tiene 2,1 veces más masa, 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 en la 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 en 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 observaciones de más radiación infrarroja 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 tipo Vega. [24] En 2021, se descubrió con el método de velocidad radial un candidato a Neptuno ultracaliente en una órbita de 2,43 días alrededor de Vega , además de otra posible señal de masa de Saturno con un período de aproximadamente 200 días. [25]
α Lyrae ( latinizada 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 "caída" 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 (IAU) organizó un Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN) [27] para catalogar y estandarizar los nombres propios de las estrellas. El primer boletín de la WGSN de julio de 2016 [28] incluía una tabla de los dos primeros lotes de nombres aprobados por la WGSN; que incluyó a Vega para esta estrella. Ahora figura así en el Catálogo de nombres de estrellas de la IAU . [29]
Vega se puede ver a menudo cerca del cenit en las latitudes medias del norte durante la tarde en el verano del hemisferio norte . [30] Desde latitudes medias del sur, se puede ver a poca altura sobre el horizonte norte durante el invierno del hemisferio sur . Con una declinación de +38,78°, Vega sólo puede verse en latitudes al norte de 51° S. Por lo tanto, no se eleva en ningún lugar de la Antártida ni en la parte más austral de América del Sur, incluida Punta Arenas , Chile (53° S). En latitudes al norte de 51° N , Vega permanece continuamente sobre el horizonte como estrella circumpolar . Hacia el 1 de julio Vega alcanza su culminación a medianoche cuando cruza el meridiano de esa hora. [31]
Cada noche, las posiciones de las estrellas parecen cambiar a medida que la Tierra gira. Sin embargo, cuando una estrella se ubica a lo largo del eje de rotación de la Tierra, permanecerá en la misma posición y por eso se le llama estrella polar . La dirección del eje de rotación de la Tierra cambia gradualmente con el tiempo en un proceso conocido como precesión de los equinoccios . Un ciclo de precesión completo requiere 25.770 años, [32] tiempo durante el cual el polo de rotación de la Tierra sigue una trayectoria circular a través de la esfera celeste que pasa cerca de varias estrellas prominentes. Actualmente la estrella polar es Polaris , pero alrededor del año 12.000 a. C. el polo apuntaba a sólo cinco grados de Vega. A través de la precesión, el polo volverá a pasar cerca de Vega alrededor del año 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 punto máximo de 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 estrellas brillantes en sus alrededores. [35]
La astrofotografía , la fotografía de objetos celestes, comenzó en 1840 cuando John William Draper tomó una imagen de la Luna mediante el proceso de daguerrotipo . El 17 de julio de 1850, Vega se convirtió en la primera estrella (además 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] Ya se habían identificado líneas similares 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. Posteriormente se identificaron 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 por los cuales se clasifican otras estrellas. [39]
La distancia a Vega se puede determinar midiendo su cambio de paralaje con respecto a las estrellas de fondo mientras la Tierra orbita alrededor del Sol. Giuseppe Calandrelli notó el paralaje estelar en 1805-6 y calculó un valor de 4 segundos para la estrella, lo cual era una gran sobreestimación. [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 se mostró escéptico acerca de los datos de Struve y, cuando Bessel publicó un paralaje de 0,314 ″ para el sistema estelar 61 Cygni , Struve revisó su valor para el paralaje de Vega para casi duplicar la estimación original. Este cambio arrojó más dudas sobre los datos de Struve. Así, 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 en realidad estaba cerca del valor actualmente aceptado de 0,129”, [42] [43] según lo determinado por el satélite de astrometría Hipparcos . [4] [44] [45]
El brillo de una estrella, vista desde la Tierra, se mide con una escala logarítmica estandarizada . Esta magnitud aparente es un valor numérico cuyo valor disminuye al aumentar 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 , tiene una magnitud de -1,46. Para estandarizar la escala de magnitud, los astrónomos eligieron Vega y varias estrellas similares y promediaron su brillo para representar la magnitud cero en todas las longitudes de onda. Así, 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 específico numéricamente especificado . 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 de la 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 utilizaron para establecer los valores medios iniciales de este sistema fotométrico cuando se introdujo en la década de 1950. Las magnitudes medias de 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 de la estrella. 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 mayor parte del cual puede verse con el ojo humano), por lo que las densidades de flujo son aproximadamente iguales; 2.000–4.000 Jy . [49] Sin embargo, la densidad de flujo de Vega cae rápidamente en el infrarrojo y está cerca100 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 de magnitud (alrededor de ±2,8% [nota 2] de luminosidad). Este rango de variabilidad estaba cerca de los límites de la capacidad de observación para ese momento, por lo que 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 mostraba 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 de este tipo de variable, otros observadores no han encontrado tal variación. Por 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 Vega es muy probable que sea variable en el rango de 1 a 2%, con posibles excursiones ocasionales a tanto como un 4% de la media". [55] Además, un artículo de 2011 afirma que "Se confirmó la variabilidad a largo plazo (año a 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 un emisor de rayos X cuando en 1979 fue observada desde un telescopio de rayos X de imágenes lanzado en un Aerobee 350 desde el campo de misiles White Sands . [57] En 1983, Vega se convirtió en la primera estrella que tenía un disco de polvo. El Satélite Astronómico Infrarrojo (IRAS) descubrió un exceso de radiación infrarroja procedente de la estrella, y esto se atribuyó a la energía emitida por el polvo en órbita al ser calentado por la estrella. [58]
La clase espectral de Vega es A0V, lo que la convierte en una estrella de secuencia principal blanca 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 la secuencia principal de Vega es de aproximadamente mil millones de años, una décima parte de la del Sol. [59] La edad actual de esta estrella es de aproximadamente 455 millones de años, [11] o hasta aproximadamente la mitad de su vida útil total esperada en la secuencia principal. Después de abandonar 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 masa [22] que el Sol y su luminosidad bolométrica es unas 40 veces la del Sol. Debido a que gira rápidamente, aproximadamente una vez cada 16,5 horas, [14] y se ve casi en el polo, su luminosidad aparente, calculada asumiendo que tiene 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, [60] que es ligeramente más alta que la temperatura central del Sol, pero es menos eficiente que la reacción de fusión en cadena protón-protón del Sol . El ciclo de CNO es muy sensible a la temperatura, lo que da como resultado una zona de convección alrededor del núcleo [61] que distribuye uniformemente las "cenizas" 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 superpuesta. [62]
El flujo de energía de Vega se ha medido con precisión respecto a fuentes de luz estándar. En5.480 Å , la densidad de flujo es3.650 Jy con un margen de error del 2%. [63] 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 . [64] [65] Las líneas de otros elementos son relativamente débiles, siendo las más fuertes el magnesio , el hierro y el cromo ionizados . [66] 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. [67] Sin embargo, como el polo de Vega está frente a la Tierra y puede haber un agujero coronal polar, [57] [68] 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. [68] [69]
Utilizando espectropolarimetría , un equipo de astrónomos del Observatorio del Pic du Midi ha detectado un campo magnético en la superficie de Vega . Esta es la primera detección de un campo magnético en una estrella de clase espectral A que no es una estrella Ap químicamente peculiar . El componente de línea de visión promedio de este campo tiene una fuerza de −0,6 ± 0,3 gauss (G) . [70] Esto es comparable al campo magnético medio del Sol. [71] 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 de tipo A normal , y estas características muestran evidencia de modulación rotacional con un período de 0,68 días. [72]
Vega tiene un período de rotación de 12,5 horas, [14] mucho más rápido que el período de rotación del Sol pero similar y ligeramente más lento que los de Júpiter y Saturno . Por eso, Vega es significativamente achatada como esos dos planetas.
Cuando el radio de Vega se midió con alta precisión con un interferómetro , resultó en 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 indicaron que sólo debería ser alrededor de un 12% más grande. Sin embargo, esta discrepancia puede explicarse si Vega es una estrella que gira rápidamente y se ve desde la dirección de su polo de rotación. Las observaciones realizadas por el conjunto CHARA en 2005-2006 confirmaron esta deducción. [12]
El polo de Vega (su eje de rotación) está inclinado no más de cinco grados desde la línea de visión de la Tierra. En el extremo superior de las estimaciones para la velocidad de rotación de Vega está236,2 ± 3,7 km/s [11] 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 fragmentarse por efectos centrífugos . [11] Esta rápida rotación de Vega produce un pronunciado abultamiento ecuatorial, por lo que el radio del ecuador es un 19% mayor que el radio polar, en comparación con poco menos del 11% de 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. [11] ) Desde la Tierra, este abultamiento se ve desde la dirección de su polo, lo que produce una estimación de radio demasiado 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 mil . [11] 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 una rama más oscura (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] [73] mientras que es probable que el resto de la atmósfera se encuentre en equilibrio radiativo casi puro . [74] Según el teorema de Von Zeipel , la luminosidad local es mayor en los polos. Como resultado, si Vega fuera vista a lo largo del plano de su ecuador en lugar de casi desde el polo, 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 que era esféricamente simétrica. Ahora que se conocen mejor el ángulo de visión y la velocidad de rotación de Vega, esto permitirá mejorar las calibraciones de los instrumentos. [75]
En astronomía, los elementos con números atómicos superiores al helio se denominan "metales". La metalicidad de la fotosfera de Vega es sólo alrededor del 32% de la abundancia de elementos pesados en la atmósfera del Sol. [nota 3] (Compare esto, por ejemplo, con una abundancia de metalicidad triple 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 . [76] Por lo tanto, en términos de abundancia, sólo alrededor del 0,54% de Vega se compone de elementos más pesados que el helio. El nitrógeno es ligeramente más abundante, el oxígeno es sólo marginalmente menos abundante y la abundancia de azufre es aproximadamente el 50% de la solar. Por otro lado, Vega tiene sólo entre el 10% y el 30% de la abundancia solar para la mayoría de los demás elementos importantes, con bario y escandio por debajo del 10%. [11]
La metalicidad inusualmente baja de Vega la convierte en una estrella Lambda Boötis débil . [77] [78] Sin embargo, la razón de la existencia de estrellas tan químicamente peculiares de clase espectral A0-F0 aún no está clara. Una posibilidad es que la peculiaridad química pueda ser el resultado de la difusión o pérdida de masa, aunque los modelos estelares muestran que esto normalmente sólo ocurriría cerca del final de la vida útil de una estrella que quema hidrógeno. Otra posibilidad es que la estrella se formara a partir de un medio interestelar de gas y polvo que era inusualmente pobre en metales. [79]
La proporción observada de helio a hidrógeno en Vega es0,030 ± 0,005 , que es aproximadamente un 40% más bajo que el Sol. Esto puede deberse a la desaparición de una zona de convección de helio cerca de la superficie. En cambio, la transferencia de energía se realiza mediante el proceso radiativo , que puede estar provocando una anomalía de abundancia por difusión. [80]
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 cambie 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 tanto, la velocidad se puede medir a partir de la cantidad de desplazamiento del espectro de la estrella. Las mediciones precisas de este desplazamiento al 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 cambie con respecto a las estrellas más distantes del fondo. Una 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 celeste de la longitud— y287,47 ± 0,54 mas/a en declinación , lo que equivale a un cambio de latitud . El movimiento propio neto de Vega es327,78 mas/y , [81] lo que resulta en un movimiento angular de un grado cada11.000 años .
En el sistema de coordenadas galácticas , las 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 kilómetros por segundo . [82] La componente radial de esta velocidad, en la dirección del Sol, es−13,9 km/s , mientras que la velocidad transversal es12,9 kilómetros por segundo . [ cita necesaria ] Aunque Vega es actualmente solo la quinta estrella más brillante en el cielo nocturno, la estrella se está iluminando lentamente a medida que el movimiento adecuado hace que se acerque al Sol. [83] Vega hará su máximo acercamiento en aproximadamente 264.000 años a una distancia del perihelio de 13,2 ly (4,04 pc). [84]
Según las propiedades cinemáticas de esta estrella, parece pertenecer a una asociación estelar llamada Castor Moving Group . Sin embargo, Vega puede ser mucho mayor que este grupo, por lo que la membresía sigue siendo incierta. [11] Este grupo contiene alrededor de 16 estrellas, incluidas 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 en movimiento implica un origen común para estas estrellas en un cúmulo abierto que desde entonces se ha liberado gravitacionalmente. [85] La edad estimada de este grupo en movimiento es200 ± 100 millones de años , y tienen una velocidad espacial promedio de16,5 kilómetros por segundo . [nota 4] [82]
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 y100 μm , y vino desde dentro de un radio angular de10 segundos de arco (10″ ) centrado en la estrella. En la distancia medida de Vega, esto correspondía a un radio real de80 unidades astronómicas (AU), donde una AU 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 la radiación o arrastrada hacia la estrella mediante el arrastre de Poynting-Robertson . [86] Este 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, provocando que gire en espiral hacia adentro. Este efecto es más pronunciado en el caso de partículas diminutas que están más cerca de la estrella. [87]
Mediciones posteriores de Vega en193 μm mostró un flujo inferior al esperado para las partículas hipotéticas, lo que sugiere que, en cambio, deben ser del orden de100 µm o menos. Para mantener esta cantidad de polvo en órbita alrededor de Vega, se necesitaría 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. [86] Los modelos ajustados a la distribución del polvo alrededor de Vega indican que se trata de un disco circular de 120 unidades astronómicas de radio visto casi desde el polo. Además, hay un agujero en el centro del disco con un radio de no menos de80 UA . [88]
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 encontrado alrededor de 400 de estas estrellas, y se las ha denominado estrellas "similares a Vega" o "exceso de Vega". Se cree que estos pueden proporcionar pistas sobre el origen del Sistema Solar . [24]
En 2005, el Telescopio Espacial Spitzer había producido imágenes infrarrojas de alta resolución del polvo alrededor de Vega. Se demostró que se extiende hasta 43 ″ (330 AU ) a una longitud de onda de24 µm , 70″ (543 UA ) en70 µm y105″ (815 AU ) en160 µm . Se descubrió que estos discos mucho más anchos eran circulares y estaban libres de grumos, con partículas de polvo que oscilaban entre 1 y50 µm de tamaño. La masa total estimada de este polvo es 3 × 10−3 veces la masa de la Tierra (alrededor de 7,5 veces más masa 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 sea creado por un disco de escombros alrededor de Vega, y no por un disco protoplanetario como se pensaba anteriormente. [23]
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 escombros 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 masa inicial enorme, estimada en cientos de veces la masa de Júpiter . Por lo tanto, es más probable que se haya producido como resultado de una desintegración relativamente reciente de un cometa o asteroide de tamaño moderado (o mayor), 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 temporal de la edad de la estrella y eventualmente será eliminado a menos que otros eventos de colisión suministren más polvo. [23]
Observaciones, primero con el interferómetro del banco de pruebas Palomar por David Ciardi y Gerard van Belle en 2001 [89] y luego confirmadas con el conjunto CHARA en Mt. Wilson en 2006 y el conjunto de telescopios ópticos infrarrojos en Mt. Hopkins en 2011, [90] reveló evidencia de una banda de polvo interna alrededor de Vega. Originario dentroA 8 UA de la estrella, este polvo exozodiacal puede ser evidencia de perturbaciones dinámicas dentro del sistema. [91] Esto puede ser causado por un intenso bombardeo de cometas o meteoros , y puede ser evidencia de la existencia de un sistema planetario. [92]
Las observaciones realizadas por el telescopio James Clerk Maxwell en 1997 revelaron una "región central alargada y brillante" que alcanzaba un máximo de 9″ (70 AU ) al noreste de Vega. Se planteó la hipótesis de que esto se debía a una perturbación del disco de polvo por parte de un planeta o de un objeto en órbita rodeado de polvo. Sin embargo, las imágenes del telescopio Keck habían descartado un compañero de magnitud 16, lo que correspondería a un cuerpo con más de 12 veces la masa de Júpiter. [93] Los astrónomos del Centro Conjunto de Astronomía de Hawaii y de la UCLA sugirieron que la imagen puede indicar un sistema planetario aún en formación. [94]
Determinar la naturaleza del planeta no ha sido sencillo; un artículo de 2002 plantea la hipótesis de que los grupos son causados por un planeta de aproximadamente la masa 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, produciendo la acumulación resultante. [95]
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En 2003, se planteó la hipótesis de que estos grupos podrían ser causados por un planeta de aproximadamente la masa de Neptuno que había migrado de 40 a65 UA durante 56 millones de años, [96] 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 una interacción gravitacional con un segundo planeta de mayor masa en una órbita más pequeña. [97]
Utilizando un coronógrafo en el Telescopio Subaru en Hawaii en 2005, 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. [98] La cuestión de posibles acumulaciones en el disco de escombros se revisó en 2007 utilizando instrumentos más nuevos y más sensibles 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 arroja dudas sobre el hipotético planeta gigante. [99] La estructura suave ha sido confirmada en observaciones de seguimiento por Hughes et al. (2012) [100] y el Telescopio Espacial Herschel . [101]
Aunque aún no se ha observado directamente ningún planeta alrededor de Vega, aún 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. [102]
Desde la perspectiva de un observador en un hipotético planeta alrededor de Vega, el Sol aparecería como una estrella débil de magnitud 4,3 en la constelación de Columba . [nota 5]
En 2021, un artículo que analiza 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] Considerando la amplitud de la señal, los autores estimaron una masa mínima de21,9 ± 5,1 masas terrestres, pero considerando la rotación muy oblicua del propio Vega de sólo 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
−1,9señal diurna que podría traducirse en una80 ± 21 masas terrestres (740 ± 190 con una inclinación de 6,2°) pero es demasiado débil para considerarla una señal real con los datos disponibles. [25]
Se cree que el nombre se deriva del término árabe Al Nesr al Waki النسر الواقع que apareció en el catálogo de estrellas de Al Achsasi al Mouakket y fue traducido al latín como Vultur Cadens , "el águila/buitre que cae". [103] [nota 6] La constelación era representada como un buitre en el antiguo Egipto , [104] y como un águila o buitre en la antigua India . [105] [106] El nombre árabe apareció luego en el mundo occidental en las tablas alfonsinas , [107] que fueron redactadas entre 1215 y 1270 por orden del rey Alfonso X. [108] Los astrolabios medievales de Inglaterra y Europa occidental utilizaron los nombres Wega y Alvaca, y los representaron a él y a Altair como pájaros. [109]
Entre los habitantes de la Polinesia del Norte , Vega era conocida como whetu o te tau , la estrella del año. Durante un período de la historia, marcó el comienzo de su nuevo año, cuando se prepararía el terreno para la siembra. Con el tiempo, esta función pasó a denominarse las Pléyades . [110]
Los asirios llamaron 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 pudo haber sido una de las estrellas denominadas Dilgan, "la Mensajera de la Luz". Para los antiguos griegos , la constelación de Lira se formaba a partir del arpa de Orfeo , con Vega como mango. [16] Para el Imperio Romano , el inicio del otoño se basaba en la hora en que Vega se ponía bajo el horizonte. [15]
En chino ,織女( Zhī Nǚ ), que significa Chica Tejedora (asterismo) , se refiere a un asterismo que consta de Vega, ε Lyrae y ζ 1 Lyrae . [111] En consecuencia, el nombre chino de Vega es織女一( Zhī Nǚ yī , inglés: la primera estrella de la tejedora ). [112] En la mitología china , existe 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"). chica", Vega) que está al otro lado del río, la Vía Láctea . [113] Sin embargo, un día al año, el séptimo día del séptimo mes del calendario lunisolar chino , las urracas hacen un puente para que Niulang y Zhinü puedan estar juntos nuevamente para un breve encuentro. El festival japonés Tanabata , en el que Vega es conocida como Orihime (織姫), también se basa en esta leyenda. [114]
En el zoroastrismo , Vega se asociaba en ocasiones con Vanant, una divinidad menor cuyo nombre significa "conquistador". [115]
El pueblo indígena Boorong del noroeste de Victoria , Australia, lo llamó Neilloan , [116] "el préstamo volador ". [117]
En el Srimad Bhagavatam , Shri Krishna le dice a Arjuna que entre los Nakshatras él es Abhijit, comentario que indica lo auspicioso de este Nakshatra. [118]
Los astrólogos medievales contaron a Vega como una de las estrellas behenianas [119] y la relacionaron con el crisólito y la ajedrea . Cornelius Agrippa enumeró su signo cabalístico bajo Vultur cadens , una traducción literal latina del nombre árabe. [120] Los mapas estelares medievales también enumeraban 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) " [121] comienza con el famoso pareado: "Afuera, en el césped, me acuesto en la cama, / Vega llama la atención en lo alto".
Vega se convirtió en la primera estrella en tener un automóvil con su nombre con la línea francesa Facel Vega de automóviles a partir de 1954, y más tarde, en Estados Unidos, Chevrolet lanzó el Vega en 1971. [122] Otros vehículos que llevan el nombre de Vega incluyen el ESA ' s Vega [123] y el avión Lockheed Vega . [124]
