Vega (estrela)

Vega é a estrela máis brillante da constelación de Lyra, no hemisferio setentrional. Ten a designación de Bayer α Lyrae, latinizada como Alpha Lyrae e abreviada Alpha Lyr ou α Lyr. Esta estrela está relativamente próxima (só 25 anos luz) do Sol, e xunto con Arcturus e Sirius, é unha das estrelas máis luminosas na veciñanza do Sol. É a quinta estrela máis brillante do ceo nocturno e a segunda máis brillante do hemisferio norte despois de Arcturus.

Vega foi amplamente estudada polos astrónomos, levando a ser denominada "probablemente a segunda estrela máis importante do ceo despois do Sol".^[1] Vega foi a Estrela Polar arredor do 12 000 a.C. e volverá selo arredor do ano 13 727, cando a súa declinación sexa +86° 14′. ^[2] Vega foi a primeira estrela tralo Sol da que se fotografou o seu espectro.^[3][4] Foi unha das primeiras estrelas da que se estimou a distancia mediante medidas da paralaxe. Vega serviu como base para calibrar a escala de brillo fotométrico e foi unha das estrelas empregadas para definir o punto cero do sistema fotométrico UBV.

Vega ten só arredor dunha décima parte da idade do Sol, mais é 2,1 veces máis masiva e a súa vida esperada é tamén unha décima parte da do sol; ambas as estrelas están aproximándose á metade da súa esperanza de vida. Vega ten unha presenza infrecuentemente baixa de elementos de número atómico maior ca o helio.^[5] Vega é unha estrela variable, cun brillo que varía lixeiramente. Rota rapidamente a unha velocidade de 236 km/s no ecuador. Isto fai que o ecuador se abombe debido aos efectos centrífugos e como consecuencia existe variación de temperatura na fotosfera da estrela que acada o máximo nos polos. Dende a Terra, Vega obsérvase desde a dirección dun destes polos.^[6]

Segundo o exceso de emisión de radiación infravermella observada, Vega parece ter un disco circunestelar de po. Este po é probablemente o resultado de colisións entre obxectos nun disco de detritos orbital, análogo ao cinto de Kuiper do Sistema Solar.^[7] As estrelas que presentan un exceso de radiación infravermella debido á emisión de po denomínanse estrelas tipo Vega.^[8]

1. ↑ Gulliver, Austin F.; Hill, Graham; Adelman, Saul J. (1994). "Vega: A rapidly rotating pole-on star". The Astrophysical Journal 429 (2): L81–L84. Bibcode:1994ApJ...429L..81G. doi:10.1086/187418. 
2. ↑ "Calculation by the Stellarium application version 0.10.2". Consultado o 2009-07-28. 
3. ↑ Barger, M. Susan; White, William B. (2000) [First published 1991]. The Daguerreotype: Nineteenth-Century Technology and Modern Science. JHU Press. p. 88. ISBN 978-0-8018-6458-2. 
4. ↑ Barker, George F. (1887). "On the Henry Draper Memorial Photographs of Stellar Spectra". Proceedings of the American Philosophical Society 24: 166–172. 
5. ↑ Kinman, T.; Castelli, F. (2002). "The determination of T_eff for metal-poor A-type stars using V and 2MASS J, H and K magnitudes". Astronomy and Astrophysics 391 (3): 1039–1052. Bibcode:2002A&A...391.1039K. doi:10.1051/0004-6361:20020806. 
6. ↑ Peterson, D. M.; Hummel, C. A.; Pauls, T. A.; Armstrong, J. T.; Benson, J. A.; Gilbreath, G. C.; Hindsley, R. B.; Hutter, D. J.; Johnston, K. J. (2006). "Vega is a rapidly rotating star". Nature 440 (7086): 896–899. Bibcode:2006Natur.440..896P. PMID 16612375. arXiv:astro-ph/0603520. doi:10.1038/nature04661. 
7. ↑ Su, K. Y. L.; Rieke, G. H.; Misselt, K. A.; Stansberry, J. A.; Moro-Martin, A.; Stapelfeldt, K. R.; Werner, M. W.; Trilling, D. E.; Bendo, G. J. (2005). "The Vega Debris Disk: A Surprise from Spitzer". The Astrophysical Journal 628 (1): 487–500. Bibcode:2005ApJ...628..487S. arXiv:astro-ph/0504086. doi:10.1086/430819. 
8. ↑ Song, Inseok; Weinberger, A. J.; Becklin, E. E.; Zuckerman, B.; Chen, C. (2002). "M-Type Vega-like Stars". The Astronomical Journal 124 (1): 514–518. Bibcode:2002AJ....124..514S. arXiv:astro-ph/0204255. doi:10.1086/341164.