De Wikipedia, la enciclopedia libre
Saltar a navegación Saltar a búsqueda
Este artículo es sobre la estrella. Para otros usos, consulte Vega (desambiguación) .
Vega
Vega en lyra.svg
Ubicación de Vega en la constelación de Lyra
Datos de observación Epoch J2000.0 Equinox J2000.0
      
ConstelaciónLira
Pronunciación/ V i ɡ ə / [1] [2] [3] o / v eɪ ɡ ə / [2]
Ascensión recta18 h 36 m 56.33635 s [4]
Declinación+ 38 ° 47 ′ 01.2802 ″ [4]
Magnitud aparente  (V)+0.026 [5] (−0.02… + 0.07 [6] )
Caracteristicas
Etapa evolutivaSecuencia principal
Tipo espectralA0 Va [7]
Índice de color U − B0,00 [8]
Índice de color B − V0,00 [8]
Tipo variableDelta Scuti [6]
Astrometria
Velocidad radial (R v )- 13,9 ± 0,9 [9]  km / s
Movimiento adecuado (μ) RA:  200,94 [4]  mas / año
Diciembre:  286,23 [4]  mas / año
Paralaje (π)130,23 ± 0,36 [4]  mas
Distancia25.04 ± 0.07  ly
(7.68 ± 0.02  pc )
Magnitud absoluta  (M V )+0.582 [10]
Detalles
Masa2,135 ± 0,074 [11]  M ☉
Radio2,362 - 2,818 [11]  R ☉
Luminosidad40,12 ± 0,45 [11]  L ☉
Gravedad superficial (log  g )4,1 ± 0,1 [12]  cgs
Temperatura9.602 ± 180 [13] (8.152–10.060 K ) [11] [nota 1]  K
Metalicidad [Fe / H]−0,5 [13]  dex
Velocidad de rotación ( v  sen  i )20,48 ± 0,11 [11]  km / s
Edad455 ± 13 [11]  Myr
Otras designaciones
Wega, [14] Lucida Lyrae, [15] Alpha  Lyrae, α Lyrae, 3  Lyrae, BD + 38 ° 3238, GCTP  4293.00, HD  172167, GJ  721, HIP  91262, HR  7001, LTT  15486, SAO  67174, [16]
Referencias de la base de datos
SIMBADdatos

Vega es la estrella más brillante de la constelación norteña de Lyra . Tiene la designación de Bayer α Lyrae , que se latiniza a Alpha Lyrae y se abrevia Alpha Lyr o α Lyr . Esta estrella está relativamente cerca a solo 25 años luz (7,7  pc ) del Sol y, junto con Arcturus y Sirius , es una de las estrellas más luminosas de 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 denominarse "posiblemente la próxima estrella más importante del cielo después del Sol". [17] Vega fue la estrella polar norte alrededor del 12.000 a. C. y volverá a serlo alrededor del año 13.727, cuando su declinación será de + 86 ° 14 ′. [18] Vega fue la primera estrella distinta del Sol en ser fotografiada y la primera en registrar su espectro . [19] [20] Fue una de las primeras estrellas cuya distancia se estimó mediante mediciones de paralaje . Vega ha funcionado como la línea de base para calibrar la fotometríaescala de brillo y fue una de las estrellas utilizadas para definir el punto cero del sistema fotométrico UBV .

Vega tiene solo 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 su esperanza de vida. Vega tiene una abundancia inusualmente baja de los elementos con un número atómico más alto que el del helio . [13] Vega también es una estrella variable que varía ligeramente en brillo. 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 través de la fotosfera de la estrella que alcanza un máximo en los polos. Desde la Tierra, se observa a Vega desde la dirección de uno de estos polos. [21]

Basado en un exceso de emisión observado de radiación infrarroja , Vega parece tener un disco de polvo circunestelar . 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 . [22] Las estrellas que muestran un exceso de infrarrojos debido a la emisión de polvo se denominan estrellas tipo Vega. [23] En 2021, se descubrió un candidato a Neptuno ultracaliente en una órbita de 2,43 días con el método de velocidad radial , así como otra posible señal de masa de Saturno con un período de aproximadamente 200 días. [24]

Nomenclatura [ editar ]

Vega es la estrella más brillante de la constelación de Lyra

α Lyrae ( latinizado a Alpha Lyrae ) es la designación de Bayer de la estrella . El nombre tradicional Vega (antes Wega [14] ) proviene de una transliteración suelta de la palabra árabe wāqi 'que significa "caer" o "aterrizar", a través de la frase an-nasr al-wāqi' , "el águila que cae". [25] En 2016, la Unión Astronómica Internacional organizó un Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN) [26] para catalogar y estandarizar los nombres propios de las estrellas. Primer boletín del WGSN de julio de 2016 [27]incluyó una tabla de los dos primeros lotes de nombres aprobados por el WGSN; que incluyó a Vega para esta estrella. Ahora está inscrito en el Catálogo de Nombres de Estrellas de la IAU. [28]

Observación [ editar ]

El triángulo de verano

Vega a menudo se puede ver cerca del cenit en las latitudes medias del norte durante la noche en el verano del hemisferio norte . [29] Desde latitudes medias del sur, se puede ver a baja altura sobre el horizonte norte durante el invierno del hemisferio sur . Con una declinación de + 38,78 °, Vega sólo puede ser visto en latitudes norte de 51 ° S . Por lo tanto, no se eleva en ningún lugar de la Antártida o 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 unestrella circumpolar . Alrededor del 1 de julio, Vega alcanza la culminación de la medianoche cuando cruza el meridiano en ese momento. [30]

La 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 gira la Tierra. Sin embargo, cuando una estrella se ubica a lo largo del eje de rotación de la Tierra, permanecerá en la misma posición y, por lo tanto, 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, [31] durante los cuales el polo de 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 del año 12.000 a. C., el poste apuntaba a sólo cinco grados de Vega. A través de la precesión, el polo volverá a pasar cerca de Vega alrededor del 14.000 d.C. [32] Vega es la más brillante de las sucesivas estrellas del polo norte. [14]

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 . [29] Esta formación es la forma aproximada de un triángulo rectángulo , con Vega ubicado en su ángulo recto . El Triángulo de Verano es reconocible en los cielos del norte porque hay pocas otras estrellas brillantes en su vecindad. [33]

Historia de la observación [ editar ]

Astrofoto de Vega

La astrofotografía , la fotografía de objetos celestes, comenzó en 1840 cuando John William Draper tomó una imagen de la Luna utilizando 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. [14] [19] [34] Henry Draper tomó la primera fotografía del espectro de una estrella en agosto de 1872 cuando tomó una imagen de Vega, y también se convirtió en la primera persona en mostrar líneas de absorción.en el espectro de una estrella. [20] Ya se habían identificado líneas similares en el espectro del Sol. [35] En 1879, William Huggins usó 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 . [36] Desde 1943, el espectro de esta estrella ha servido como uno de los puntos de anclaje estables por los que se clasifican otras estrellas. [37]

La distancia a Vega se puede determinar midiendo su desplazamiento de paralaje contra las estrellas de fondo a medida que la Tierra orbita alrededor del Sol. La primera persona en publicar el paralaje de una estrella fue Friedrich GW von Struve , cuando anunció un valor de0,125 segundos de arco (0.125 ″ ) para Vega. [38] Friedrich Bessel se mostró escéptico acerca de 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 a casi el doble de 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 estuvo cerca del valor actualmente aceptado de 0,129 ″, [39] [40] según lo determinado por el satélite de astrometría Hipparcos . [4] [41] [42]

El brillo de una estrella, visto desde la Tierra, se mide con una escala logarítmica estandarizada . Esta magnitud aparente es un valor numérico que disminuye con el aumento del 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 para representar la magnitud cero en todas las longitudes de onda. Por lo tanto, durante muchos años, Vega se utilizó como línea de base para la calibración de escalas de brillo fotométrico absoluto . [43] Sin embargo, este ya no es el caso, ya que el punto cero de magnitud aparente ahora se define comúnmente en términos de un particular especificado numéricamenteflujo . Este enfoque es más conveniente para los astrónomos, ya que Vega no siempre está disponible para la calibración y varía en brillo. [44]

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 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 el espectro electromagnético . [45]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 puede ver con el ojo humano), por lo que las densidades de flujo son aproximadamente iguales; 2.000–4.000  Jy . [46] Sin embargo, la densidad de flujo de Vega cae rápidamente en el infrarrojo y está cerca100 Jy a5  micrómetros . [47]

Las mediciones fotométricas de Vega durante la década de 1930 parecían mostrar que la estrella tenía una variabilidad de magnitud baja del orden de ± 0,03 magnitudes (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 volvió a medir 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 . [48] Esta es una categoría de estrellas que oscilan de manera coherente, lo que resulta en pulsaciones periódicas en la luminosidad de la estrella. [49]Aunque Vega se ajusta al perfil físico para este tipo de variable, otros observadores no han encontrado tal variación. Por tanto, se pensó que la variabilidad era posiblemente el resultado de errores sistemáticos en la medición. [50] [51] 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 probablemente variable en el rango del 1-2%, con posibles desviaciones ocasionales a tanto como 4% de la media ". [52] Además, un artículo de 2011 afirma que "se confirmó la variabilidad a largo plazo (año a año) de Vega". [53]

Vega se convirtió en la primera estrella solitaria de 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 White Sands Missile Range . [54] 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 proveniente de la estrella, y esto se atribuyó a la energía emitida por el polvo en órbita cuando fue calentado por la estrella. [55]

Características físicas [ editar ]

La clase espectral de Vega es A0V, lo que la convierte en una estrella blanca de secuencia principal teñida de azul que fusiona hidrógeno con helio en su núcleo. Dado que las estrellas más masivas usan su combustible de fusión más rápidamente que las más pequeñas, la vida de la secuencia principal de Vega es de aproximadamente mil millones de años, una décima parte de la del Sol. [56] 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 de 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 masa [21]del Sol y su luminosidad bolométrica es aproximadamente 40 veces la del Sol. Debido a que gira rápidamente y se ve casi de polo, su luminosidad aparente, calculada asumiendo que tiene el mismo brillo en todas partes, es aproximadamente 57 veces mayor que la del Sol. [12] Si Vega es variable, entonces puede ser un tipo Delta Scuti con un período de aproximadamente 0.107 días. [48]

La mayor parte de la energía producida en el núcleo de Vega se genera mediante el ciclo carbono-nitrógeno-oxígeno (ciclo CNO ), un proceso de fusión nuclear que combina protones para formar núcleos de helio a través de núcleos intermedios de carbono, nitrógeno y oxígeno. Este proceso se vuelve dominante a una temperatura de alrededor de 17 millones de K, [57] que es un poco más alta que la temperatura central del Sol, pero es menos eficiente que la reacción de fusión de reacción 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 [58]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. [59]

El flujo de energía de Vega se ha medido con precisión frente a fuentes de luz estándar. A5480 Å , la densidad de flujo es3.650 Jy con un margen de error del 2%. [60] El espectro visual de Vega está dominado por líneas de absorción de hidrógeno; específicamente por la serie de Balmer de hidrógeno con el electrón en el número cuántico principal n = 2 . [61] [62] Las líneas de otros elementos son relativamente débiles, siendo los más fuertes magnesio ionizado , hierro y cromo . [63] 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. [64]Sin embargo, como el polo de Vega está orientado hacia la Tierra y puede haber un agujero coronal polar , [54] [65] confirmación de una corona como la fuente probable de los rayos X detectados en Vega (o en la región muy cercana a Vega). puede ser difícil ya que la mayoría de las radiografías coronales no se emitirían a lo largo de la línea de visión. [65] [66]

Utilizando espectropolarimetría , un equipo de astrónomos del Observatoire du Pic du Midi ha detectado un campo magnético en la superficie de Vega . Esta es la primera detección de este tipo de un campo magnético en una estrella de clase espectral A que no es una estrella químicamente peculiar de Ap . La línea media de componente de vista este campo tiene una fuerza de -0,6 ± 0,3 G . [67] Esto es comparable al campo magnético medio del Sol. [68] Se han reportado campos magnéticos de aproximadamente 30 gauss para Vega, en comparación con aproximadamente 1 gauss para el Sol. [54] En 2015, manchas de estrellas brillantes se detectaron 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. [69]

Rotación [ editar ]

Vega tiene un período de rotación de 12,5 horas. [70]

Cuando se midió el radio de Vega con alta precisión con un interferómetro , resultó en un valor estimado inesperadamente grande de 2,73 ± 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 solo debería ser un 12% más grande. Sin embargo, esta discrepancia se puede explicar si Vega es una estrella que gira rápidamente y que se ve desde la dirección de su polo de rotación. Las observaciones de la matriz CHARA en 2005–06 confirmaron esta deducción. [12]

Comparación de tamaño de Vega (izquierda) al 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 es de 236,2 ± 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. Este es el 88% de la velocidad que haría que la estrella comenzara a romperse debido a los efectos centrífugos . [11] Esta rápida rotación de Vega produce una protuberancia ecuatorial pronunciada, por lo que el radio del ecuador es un 19% más grande que el radio polar. (El radio polar estimado de esta estrella es 2.362 ± 0.012 radios solares , mientras que el radio ecuatorial es2.818 ± 0.013 radios solares. [11] ) Desde la Tierra, esta protuberancia se ve desde la dirección de su polo, lo que produce una estimación de radio demasiado grande.

La gravedad de la superficie 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 está cerca10,000  K , mientras que la temperatura ecuatorial es de aproximadamente8152 K . [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 extremidad más oscura (de menor intensidad) de lo que normalmente se esperaría de una estrella esféricamente simétrica. El gradiente de temperatura también puede significar que Vega tiene una zona de convección alrededor del ecuador, [12] [71] mientras que el resto de la atmósfera probablemente se encuentre en un equilibrio radiativo casi puro . [72] Según 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 un polo, entonces su brillo general sería menor.

Como Vega se había utilizado durante mucho tiempo como una estrella estándar para calibrar telescopios, el descubrimiento de que gira rápidamente puede desafiar algunas de las suposiciones subyacentes que se basaban en que era esféricamente simétrica. Con el ángulo de visión y la velocidad de rotación de Vega ahora más conocidos, esto permitirá calibraciones mejoradas de los instrumentos. [73]

Abundancia de elementos [ editar ]

En astronomía, los elementos con números atómicos más altos que el helio se denominan "metales". La metalicidad de la fotosfera de Vega es solo 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 . [74] Por lo tanto, en términos de abundancia, solo alrededor del 0,54% de Vega consiste en elementos más pesados ​​que el helio.

La metalicidad inusualmente baja de Vega la convierte en una estrella Lambda Boötis débil . [75] [76] Sin embargo, la razón de la existencia de estrellas de clase espectral A0-F0 , químicamente peculiares, sigue sin estar clara. Una posibilidad es que la peculiaridad química sea 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 una estrella que quema hidrógeno. Otra posibilidad es que la estrella se haya formado a partir de un medio interestelar de gas y polvo inusualmente pobre en metales. [77]

La relación de helio a hidrógeno observada en Vega es 0.030 ± 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 causando una anomalía de abundancia por difusión. [78]

Cinemática [ editar ]

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 lejos de la Tierra hará que la luz de Vega cambie a una frecuencia más baja (hacia el rojo), oa 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 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 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 es 202,03 ± 0,63 milisegundos de arco (ms) por año en ascensión recta —el equivalente celeste de la longitud— y 287,47 ± 0,54 ms / a en declinación , lo que equivale a un cambio de latitud . El movimiento propio neto de Vega es327,78 mas / año , [79] 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 . [80] El componente radial de esta velocidad, en la dirección del Sol, es−13,9 km / s , mientras que la velocidad transversal es9,9 km / s . Aunque Vega es en la actualidad 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. [81] Vega hará su aproximación más cercana en un estimado de 264,000 años a una distancia de perihelio de 13.2 ly (4.04 pc). [82]

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. [83] La edad estimada de este grupo en movimiento es200 ± 100 millones de años , y tienen una velocidad espacial promedio de16,5 km / s . [nota 4] [80]

Posible sistema planetario [ editar ]

Un infrarrojo medio (24 μm ) imagen del disco de escombros alrededor de Vega
El sistema planetario Vega [24]
Compañero
(en orden de estrella)		MasaSemieje mayor
( AU )		Período orbital
( días )		ExcentricidadInclinaciónRadio
b (sin confirmar)≥21,9 ± 5,1 millones ⊕0,045 55 ± 0,000 532,429 77 ± 0,000 160,25 ± 0,15--
Disco de escombros86–815 AU6.2? °-

Exceso de infrarrojos [ editar ]

Uno de los primeros resultados del Satélite de Astronomía Infrarrojo (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 provino 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 (AU), donde 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 presión de radiación o atraída hacia la estrella por medio del arrastre de Poynting-Robertson . [84] Este último es el resultado de la presión de la radiación que crea una fuerza efectiva que se opone al movimiento orbital de una partícula de polvo, haciendo que gire en espiral hacia adentro. Este efecto es más pronunciado para partículas diminutas que están más cerca de la estrella. [85]

Mediciones posteriores de Vega en 193 μm mostró un flujo menor de lo esperado para las partículas hipotetizadas, lo que sugiere que, en cambio, deben estar en el orden de100 μm o menos. Para mantener esta cantidad de polvo en órbita alrededor de Vega, se necesitaría una fuente continua de reabastecimiento. Un mecanismo propuesto para mantener el polvo fue un disco de cuerpos fusionados que estaban en proceso de colapsar para formar un planeta. [84] Los modelos ajustados a la distribución de polvo alrededor de Vega indican que es unDisco circular de 120 AU de radio visto casi desde el polo. Además, hay un agujero en el centro del disco con un radio de no menos de80 AU . [86]

Tras el descubrimiento de un exceso de infrarrojos alrededor de Vega, se han encontrado otras estrellas que muestran una anomalía similar atribuible a la emisión de polvo. A partir de 2002, se han encontrado alrededor de 400 de estas estrellas, y se las ha denominado estrellas "similares a Vega" o "con exceso de Vega". Se cree que estos pueden proporcionar pistas sobre el origen del Sistema Solar . [23]

Discos de escombros [ editar ]

Para 2005, el Telescopio Espacial Spitzer había producido imágenes infrarrojas de alta resolución del polvo alrededor de Vega. Se demostró que se extendía hasta 43 ″ (330 AU ) a una longitud de onda de24 μm , 70 ″ (543 AU ) en70 μm y105 ″ (815 AU ) en160 micras . Se encontró que estos discos mucho más anchos eran circulares y no tenían grumos, con partículas de polvo que iban de 1 a50 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 masiva 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, en lugar de un disco protoplanetario como se pensó anteriormente. [22]

Concepto del artista 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 en 11 ″ ± 2 ″ o 70–100 AU . 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 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 las colisiones entre los componentes más pequeños y otros cuerpos. Este disco polvoriento sería relativamente joven en la escala de tiempo de la edad de la estrella, y eventualmente será removido a menos que otros eventos de colisión proporcionen más polvo. [22]

Observaciones, primero con el Interferómetro Palomar Testbed de David Ciardi y Gerard van Belle en 2001 [87] y luego confirmadas con la matriz CHARA en Mt. Wilson en 2006 y el conjunto de telescopios ópticos infrarrojos en el monte. Hopkins en 2011, [88] reveló evidencia de una banda de polvo interior alrededor de Vega. Originario dentro8 UA de la estrella, este polvo exozodiacal puede ser evidencia de perturbaciones dinámicas dentro del sistema. [89] Esto puede ser causado por un bombardeo intenso de cometas o meteoros , y puede ser evidencia de la existencia de un sistema planetario. [90]

Posibles planetas [ editar ]

Las observaciones del telescopio James Clerk Maxwell en 1997 revelaron una "región central brillante alargada" que alcanzó un máximo de 9 ″ (70 AU ) al noreste de Vega. Se planteó la hipótesis de que se trataba de una perturbación del disco de polvo por un planeta o de un objeto en órbita que estaba rodeado de polvo. Sin embargo, las imágenes del telescopio Keck habían descartado un compañero de magnitud 16, que correspondería a un cuerpo con más de 12 veces la masa de Júpiter. [91] Los astrónomos del Joint Astronomy Center en Hawai y en UCLA sugirieron que la imagen puede indicar un sistema planetario que aún está en formación. [92]

Determinar la naturaleza del planeta no ha sido sencillo; un artículo de 2002 plantea la hipótesis de que los cúmulos 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 aglomeración resultante. [93]

Impresión artística de un planeta alrededor de Vega

En 2003 se planteó la hipótesis de que estos cúmulos podrían ser causados ​​por un planeta de aproximadamente la masa de Neptuno que había migrado de 40 a65  UA durante 56 millones de años, [94] 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. [95]

Usando un coronógrafo en el telescopio Subaru en Hawái en 2005, los astrónomos pudieron restringir aún más el tamaño de un planeta que orbita alrededor de Vega a no más de 5 a 10 veces la masa de Júpiter. [96] La cuestión de las posibles acumulaciones en el disco de escombros se revisó en 2007 utilizando instrumentación más nueva y más 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 arroja dudas sobre el supuesto planeta gigante. [97] La estructura suave ha sido confirmada en las observaciones de seguimiento de Hughes et al. (2012) [98] y el Telescopio Espacial Herschel .[99]

Aunque todavía no se ha observado un planeta directamente alrededor de Vega, todavía 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. La inclinación de las órbitas planetarias alrededor de Vega es probable que estar estrechamente alineado con el ecuatorial plano de esta estrella. [100]

Desde la perspectiva de un observador en un hipotético planeta alrededor de Vega, el Sol aparecería como una débil estrella de magnitud 4,3 en la constelación de Columba . [nota 5]

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 probabilidad de ser un falso positivo. [24] 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 en sí 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. [24] Los investigadores también detectaron una tenue196,4+1,6
−1,9-señal de día que podría traducirse en una 80 ± 21 masa terrestre (740 ± 190 a 6.2 ° de inclinación) pero es demasiado débil para reclamar como una señal real con los datos disponibles. [24]

Etimología y significado cultural [ editar ]

Ver también: Triángulo de verano , Estrellas en astrología § Vega y Vega en ficción

Se cree que el nombre se deriva del término árabe Al Nesr al Waki النسر الواقع que apareció en el catálogo de estrellas Al Achsasi al Mouakket y fue traducido al latín como Vultur Cadens , "el águila / buitre que cae". [101] [nota 6] La constelación se representaba como un buitre en el antiguo Egipto , [102] y como un águila o un buitre en la antigua India . [103] [104] El nombre árabe apareció entonces en el mundo occidental en las Tablas Alfonsinas , [105]que fueron elaboradas entre 1215 y 1270 por orden de Alfonso X . [106] Los astrolabios medievales de Inglaterra y Europa occidental usaban los nombres Wega y Alvaca, y lo representaban a él ya Altair como pájaros. [107]

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 el terreno estaría preparado para la siembra. Finalmente, esta función pasó a ser denotada por las Pléyades . [108]

Los asirios llamaron a esta estrella polar Dayan-same, el "Juez del cielo", mientras que en acadio fue Tir-anna, "Vida del cielo". En la astronomía babilónica , Vega pudo haber sido una de las estrellas llamadas Dilgan, "el Mensajero de la Luz". Para los antiguos griegos , la constelación de Lyra se formó a partir del arpa de Orfeo , con Vega como mango. [15] Para el Imperio Romano , el comienzo del otoño se basó en la hora a la que Vega se puso bajo el horizonte. [14]

En chino ,織女( Zhi nǚ ), lo que significa Weaving muchacha (asterismo) , se refiere a un asterismo que consiste en Vega, ε Lyrae y ζ 1 Lyrae . [109] En consecuencia, el nombre chino de Vega es織女 一( Zhī Nǚ yī , inglés: la primera estrella de Weaving Girl ) [110] 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 Aquilaey γ Aquilae ) están separados de su madre Zhinü (織女, literalmente "niña tejedora", Vega) que se encuentra en el otro lado del río, la Vía Láctea . [111] Sin embargo, un día al año en 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 de Tanabata , en el que Vega es conocido como Orihime (織 姫), también se basa en esta leyenda. [112]

En el zoroastrismo , Vega se asociaba a veces con Vanant, una divinidad menor cuyo nombre significa "conquistador". [113]

Los indígenas Boorong del noroeste de Victoria lo llamaron Neilloan , [114] "el préstamo volador ". [115]

En el Srimad Bhagavatam , Sri Krishna le dice a Arjuna que entre los Nakshatras él es Abhijit, observación que indica lo auspicioso de este Nakshatra. [116]

Los astrólogos medievales contaron a Vega como una de las estrellas de Behenian [117] y la relacionaron con crisólito y ajedrea . Cornelius Agrippa enumeró su signo cabalístico bajo Vultur cadens , una traducción literal latina del nombre árabe. [118] Los mapas de estrellas medievales también enumeraron los nombres alternativos Waghi, Vagieh y Veka para esta estrella. [30]

El poema de 1933 de WH Auden " Una noche de verano (a Geoffrey Hoyland) " [119] se abre con el famoso pareado "Afuera en el césped, me acuesto en la cama, / Vega visible en lo alto".

Vega se convirtió en la primera estrella para tener un coche que lleva su nombre con los franceses Facel Vega línea de coches a partir de 1954, y más tarde, en Estados Unidos, Chevrolet lanzó la Vega en 1971. [120] Otros vehículos llevan el nombre de Vega incluyen los de la ESA Vega sistema de lanzamiento [121] y el avión Lockheed Vega . [122]

Notas [ editar ]

  1. ^ La temperatura polar está alrededor2000  K más alto que en el ecuador debido a la rápida rotación de Vega
  2. ^ De Cox, Arthur N., ed. (1999). Cualidades astrofísicas de Allen (4ª ed.). Nueva York: Springer-Verlag. pag. 382. ISBN 978-0-387-98746-0.:
    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
    por
    L 1 / L 2 = 10 0.03 / 2.5 ≈ 1.028,
    o una variación de luminosidad de ± 2,8%.
  3. ^ Para una metalicidad de −0,5, la proporción de metales en relación con el Sol está dada por
    .
    Ver: Matteucci, Francesca (2001). La evolución química de la galaxia . Biblioteca de Astrofísica y Ciencias Espaciales. 253 . Springer Science & Business Media. pag. 7. ISBN 978-0792365525.
  4. ^ 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 distancia euclidiana . Por tanto, la velocidad neta es
    Ver: Bruce, Peter C. (2015). Introducción a la estadística y el análisis: una perspectiva de remuestreo . John Wiley e hijos. pag. 20. ISBN 978-1118881330.
  5. ^ El Sol aparecería en las coordenadas diametralmente opuestas de Vega en α =  6 h 36 m 56.3364 s , δ = -38 ° 47 ′ 01.291 ″, que se encuentra en la parte occidental de Columba.

    La magnitud visual viene dada por π [ ¿investigación original? ] Ver: Hughes, David W. (2006). "La Introducción de la Magnitud Absoluta (1902 - 1922)" . Revista de Historia y Patrimonio Astronómico . 9 (2): 173-179. Código bibliográfico : 2006JAHH .... 9..173H . 
  6. ↑ Es decir, un buitre en el suelo con las alas plegadas (Edward William Lane, Léxico árabe-inglés ).

Referencias [ editar ]

  1. ^ "Vega" . Diccionario de inglés de Oxford (edición en línea). Prensa de la Universidad de Oxford. (Se requiere suscripción o membresía en una institución participante ).
  2. ^ a b "Vega" . Diccionario Merriam-Webster .
  3. ^ Kunitzsch, Paul; Inteligente, Tim (2006). Un diccionario de nombres de estrellas modernos: una breve guía de 254 nombres de estrellas y sus derivaciones (2ª ed. Rev.). Cambridge, Massachusetts: Sky Pub. ISBN 978-1-931559-44-7.
  4. ↑ a b c d e f van Leeuwen, F. (noviembre de 2007). "Validación de la nueva reducción de Hipparcos". Astronomía y Astrofísica . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Bibcode : 2007A y A ... 474..653V . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20078357 . S2CID 18759600 . 
  5. ^ Bohlin, RC; Gilliland, RL (2004). "Espectrofotometría absoluta del telescopio espacial Hubble de Vega desde el ultravioleta lejano al infrarrojo" . El diario astronómico . 127 (6): 3508–3515. Código bibliográfico : 2004AJ .... 127.3508B . doi : 10.1086 / 420715 .
  6. ^ a b Samus, NN; Durlevich, OV; et al. (2009). "Catálogo de datos en línea de VizieR: Catálogo general de estrellas variables (Samus + 2007-2013)". Catálogo de datos en línea de VizieR: B / GCVS. Publicado originalmente en: 2009yCat .... 102025S . 1 : 02025. Bibcode : 2009yCat .... 102025S .
  7. ^ Gris, RO; Corbally, CJ; Garrison, RF; McFadden, MT; Robinson, PE (2003). "Contribuciones al proyecto de estrellas cercanas (NStars): espectroscopia de estrellas anteriores a M0 dentro de 40 parsecs: la muestra del norte I". El diario astronómico . 126 (4): 2048. arXiv : astro-ph / 0308182 . Código bibliográfico : 2003AJ .... 126.2048G . doi : 10.1086 / 378365 . S2CID 119417105 . 
  8. ↑ a b Ducati, JR (2002). "Catálogo de datos en línea de VizieR: catálogo de fotometría estelar en el sistema de 11 colores de Johnson". Colección CDS / ADC de Catálogos Electrónicos . 2237 . Código bibliográfico : 2002yCat.2237 .... 0D .
  9. ↑ a b Evans, DS (20 al 24 de junio de 1966). "La Revisión del Catálogo General de Velocidades Radiales". Actas del Simposio de la IAU núm. 30 . Determinación de velocidades radiales y sus aplicaciones . 30 . Londres, Inglaterra. pag. 57. Código bibliográfico : 1967IAUS ... 30 ... 57E .
  10. ^ Gatewood, George (2008). "Estudios astrométricos de Aldebarán, Arcturus, Vega, las Híades y otras regiones" . El diario astronómico . 136 (1): 452–460. Código bibliográfico : 2008AJ .... 136..452G . doi : 10.1088 / 0004-6256 / 136/1/452 .
  11. ^ a b c d e f g h i j k l Yoon, Jinmi; et al. (Enero de 2010). "Una nueva visión de la composición, masa y edad de Vega" . El diario astrofísico . 708 (1): 71–79. Código bibliográfico : 2010ApJ ... 708 ... 71Y . doi : 10.1088 / 0004-637X / 708/1/71 .
  12. ↑ a b c d Aufdenberg, JP; et al. (2006). "Primeros resultados de la matriz CHARA: VII. Mediciones interferométricas de línea de base larga de Vega consistentes con una estrella polar que gira rápidamente?". Revista astrofísica . 645 (1): 664–675. arXiv : astro-ph / 0603327 . Código Bibliográfico : 2006ApJ ... 645..664A . doi : 10.1086 / 504149 . S2CID 13501650 . 
  13. ^ a b c Kinman, T .; et al. (2002). "La determinación de T eff para estrellas de tipo A pobres en metales utilizando magnitudes V y 2MASS J, H y K" . Astronomía y Astrofísica . 391 (3): 1039–1052. Bibcode : 2002A y A ... 391.1039K . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20020806 .
  14. ↑ a b c d e Allen, Richard Hinckley (1963). Nombres de estrellas: su tradición y significado . Publicaciones de Courier Dover. ISBN 978-0-486-21079-7.
  15. ↑ a b Kendall, E. Otis (1845). Uranografía: o una descripción de los cielos; Diseñado para académicos y escuelas; Acompañado por un Atlas de los Cielos . Filadelfia: Oxford University Press.
  16. ^ Personal. "V * alf Lyr - Estrella variable" . SIMBAD . Consultado el 30 de octubre de 2007 .—Utilice la opción "mostrar todas las medidas" para mostrar parámetros adicionales.
  17. ^ Gulliver, Austin F .; et al. (1994). "Vega: una estrella polar que gira rápidamente". El diario astrofísico . 429 (2): L81 – L84. Código Bibliográfico : 1994ApJ ... 429L..81G . doi : 10.1086 / 187418 .
  18. ^ "Cálculo por la aplicación Stellarium versión 0.10.2" . Consultado el 28 de julio de 2009 .
  19. ^ a b Barger, M. Susan; et al. (2000) [Publicado por primera vez en 1991]. El daguerrotipo: tecnología del siglo XIX y ciencia moderna . Prensa JHU. pag. 88. ISBN 978-0-8018-6458-2.
  20. ↑ a b Barker, George F. (1887). "Sobre las fotografías conmemorativas de Henry Draper de espectros estelares". Actas de la American Philosophical Society . 24 : 166-172.
  21. ^ a b Peterson, DM; et al. (2006). "Vega es una estrella que gira rápidamente". Naturaleza . 440 (7086): 896–899. arXiv : astro-ph / 0603520 . Código Bibliográfico : 2006Natur.440..896P . doi : 10.1038 / nature04661 . PMID 16612375 . S2CID 533664 .  
  22. ^ a b c Su, KYL; et al. (2005). "El disco de desechos de Vega: una sorpresa de Spitzer ". El diario astrofísico . 628 (1): 487–500. arXiv : astro-ph / 0504086 . Código Bibliográfico : 2005ApJ ... 628..487S . doi : 10.1086 / 430819 . S2CID 18898968 . 
  23. ^ a b Canción, Inseok; et al. (2002). "Estrellas tipo Vega tipo M". El diario astronómico . 124 (1): 514-518. arXiv : astro-ph / 0204255 . Código bibliográfico : 2002AJ .... 124..514S . doi : 10.1086 / 341164 . S2CID 3450920 . 
  24. ^ a b c d e Herido, Spencer A .; Quinn, Samuel N .; Latham, David W .; Vanderburg, Andrew; Esquerdo, Gilbert A .; Calkins, Michael L .; Berlind, Perry; Angus, Ruth; Latham, Christian A .; Zhou, George (21 de enero de 2021). "Una década de monitoreo de velocidad radial de Vega y nuevos límites en la presencia de planetas". El diario astronómico . 161 (4): 157. arXiv : 2101.08801 . Código bibliográfico : 2021AJ .... 161..157H . doi : 10.3847 / 1538-3881 / abdec8 . S2CID 231693198 . 
  25. ^ Glassé, Cyril (2008). La nueva enciclopedia del Islam . Serie de referencias, información y materias interdisciplinarias (3ª ed.). Rowman y Littlefield. pag. 75. ISBN 978-0-7425-6296-7.
  26. ^ "Grupo de trabajo de la IAU sobre nombres de estrellas (WGSN)" . Unión Astronómica Internacional . Consultado el 22 de mayo de 2016 .
  27. ^ "Boletín del grupo de trabajo de la IAU sobre nombres de estrellas, n. ° 1" (PDF) . División C de la IAU: Educación, divulgación y patrimonio (WGSN). Julio de 2016 . Consultado el 28 de julio de 2016 .
  28. ^ "Catálogo IAU de nombres de estrellas" . División C de la IAU: Educación, divulgación y patrimonio (WGSN). 21 de agosto de 2016 . Consultado el 28 de julio de 2016 .
  29. ↑ a b Pasachoff, Jay M. (2000). Una guía de campo para las estrellas y los planetas (4ª ed.). Guías de campo de Houghton Mifflin. ISBN 978-0-395-93431-9.
  30. ↑ a b Burnham, Robert JR (1978). Manual celestial de Burnham: una guía para el observador del universo más allá del sistema solar . 2 . Publicaciones de Courier Dover. ISBN 978-0-486-23568-4.
  31. ^ Chaikin, Andrew L. (1990). Beatty, JK; Petersen, CC (eds.). El nuevo sistema solar (4ª ed.). Cambridge, Inglaterra: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-64587-4.
  32. ^ Roy, Archie E .; et al. (2003). Astronomía: principios y práctica . Prensa CRC. ISBN 978-0-7503-0917-2.
  33. ^ Upgren, Arthur R. (1998). La noche tiene mil ojos: una guía a simple vista del cielo, su ciencia y su tradición . Libros básicos. Bibcode : 1998nhte.book ..... T . ISBN 978-0-306-45790-6.
  34. ^ Holden, Edward S .; et al. (1890). "Fotografías de Venus, Mercurio y Alpha Lyræ a la luz del día". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 2 (10): 249–250. Código bibliográfico : 1890PASP .... 2..249H . doi : 10.1086 / 120156 .
  35. ^ "Espectroscopia y el nacimiento de la astrofísica" . Herramientas de cosmología . Instituto Americano de Física . Consultado el 15 de noviembre de 2007 .
  36. ^ Hentschel, Klaus (2002). Mapeo del espectro: técnicas de representación visual en la investigación y la docencia . Prensa de la Universidad de Oxford. ISBN 978-0-19-850953-0.
  37. ^ Garrison, RF (diciembre de 1993). "Puntos de anclaje para el sistema MK de clasificación espectral" . Boletín de la Sociedad Astronómica Estadounidense . 25 : 1319. Código Bibliográfico : 1993AAS ... 183.1710G .
  38. ^ Berry, Arthur (1899). Una breve historia de la astronomía . Nueva York: Charles Scribner's Sons. ISBN 978-0-486-20210-5.
  39. ^ Débarbat, Suzanne (1988). "Los primeros intentos exitosos para determinar paralaje estelares a la luz de la correspondencia Bessel / Struve". Mapeo del cielo: herencia pasada y direcciones futuras . Saltador. ISBN 978-90-277-2810-4.
  40. ↑ Anónimo (28 de junio de 2007). "Las primeras medidas de paralaje" . Astroprof . Consultado el 12 de noviembre de 2007 .
  41. ^ Perryman, MAC; et al. (1997). "El Catálogo Hipparcos". Astronomía y Astrofísica . 323 : L49 – L52. Código Bibliográfico : 1997A & A ... 323L..49P .
  42. ^ Perryman, Michael (2010). La creación del mapa estelar más grande de la historia . Universo de astrónomos. Heidelberg: Springer-Verlag. Bibcode : 2010mhgs.book ..... P . doi : 10.1007 / 978-3-642-11602-5 . ISBN 978-3-642-11601-8.
  43. ^ Garfinkle, Robert A. (1997). Star-Hopping: su visa para ver el universo . Prensa de la Universidad de Cambridge. ISBN 978-0-521-59889-7.
  44. ^ Cochran, AL (1981). "Espectrofotometría con una matriz de fotodiodos de silicio auto-escaneados. II - Estrellas estándar secundarias". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 45 : 83–96. Código bibliográfico : 1981ApJS ... 45 ... 83C . doi : 10.1086 / 190708 .
  45. ^ Johnson, HL; et al. (1953). "Fotometría estelar fundamental para estándares de tipo espectral en el sistema revisado del atlas espectral de Yerkes". Revista astrofísica . 117 : 313–352. Código bibliográfico : 1953ApJ ... 117..313J . doi : 10.1086 / 145697 .
  46. ↑ Walsh, J. (6 de marzo de 2002). "Alpha Lyrae (HR7001)" . Estrellas estándar espectrofotométricas ópticas y UV . ESO. Archivado desde el original el 9 de febrero de 2007 . Consultado el 15 de noviembre de 2007 .—Flujo versus longitud de onda para Vega.
  47. ↑ McMahon, Richard G. (23 de noviembre de 2005). "Apuntes sobre Vega y magnitudes" (Texto) . Universidad de Cambridge . Consultado el 7 de noviembre de 2007 .
  48. ↑ a b Fernie, JD (1981). "Sobre la variabilidad de Vega" . Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 93 (2): 333–337. Código Bibliográfico : 1981PASP ... 93..333F . doi : 10.1086 / 130834 .
  49. ^ Gautschy, A .; et al. (1995). "Pulsaciones estelares a través del diagrama de HR: parte 1". Revista anual de astronomía y astrofísica . 33 (1): 75-114. Código Bibliográfico : 1995ARA & A..33 ... 75G . doi : 10.1146 / annurev.aa.33.090195.000451 .
  50. ↑ IA, Vasil'yev; et al. (17 de marzo de 1989). "Sobre la variabilidad de Vega" . Comisión 27 de la UAI . Consultado el 30 de octubre de 2007 .
  51. ^ Hayes, DS (24-29 de mayo de 1984). "Flujos absolutos estelares y distribuciones de energía de 0.32 a 4.0 micrones". Actas del Simposio, Calibración de magnitudes estelares fundamentales . Calibración de cantidades estelares fundamentales . 111 . págs. 225–252. Código bibliográfico : 1985IAUS..111..225H .
  52. ^ Gray, Raymond (2007). "Los Problemas con Vega". El futuro de la estandarización fotométrica, espectrofotométrica y polarimétrica, Serie de conferencias ASP, Actas de una conferencia celebrada del 8 al 11 de mayo de 2006 en Blankenberge, Bélgica . 364 : 305–. Código bibliográfico : 2007ASPC..364..305G .
  53. ^ Butkovskaya, Varvara (2011). "La variabilidad a largo plazo de Vega". Astronomische Nachrichten . 332 (9–10): 956–960. Código bibliográfico : 2011AN .... 332..956B . doi : 10.1002 / asna.201111587 .
  54. ^ a b c Topka, K .; et al. (1979). "Detección de rayos X suaves de Alpha Lyrae y Eta Bootis con un telescopio de rayos X de imágenes". Revista astrofísica . 229 : 661. Código Bibliográfico : 1979ApJ ... 229..661T . doi : 10.1086 / 157000 .
  55. ^ Harvey, Paul E .; et al. (1984). "Sobre el exceso de infrarrojo lejano de Vega". Naturaleza . 307 (5950): 441–442. Código bibliográfico : 1984Natur.307..441H . doi : 10.1038 / 307441a0 . S2CID 4330793 . 
  56. ^ Mengel, JG; et al. (1979). "Evolución estelar de la secuencia principal de la edad cero". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 40 : 733–791. Código Bibliográfico : 1979ApJS ... 40..733M . doi : 10.1086 / 190603 .—De las páginas 769–778: para estrellas en el rango 1.75 < M <2.2 , 0.2 <Y <0.3 y 0.004 < Z <0.01 , los modelos estelares dan un rango de edad de (0.43 - 1.64) × 10 9 años entre una estrella que se une la secuencia principal y desviarse hacia la rama gigante roja. Sin embargo, con una masa más cercana a 2.2, la edad interpolada para Vega es menos de mil millones.
  57. ^ Salaris, Maurizio; et al. (2005). Evolución de estrellas y poblaciones estelares . John Wiley e hijos. pag. 120 . ISBN 978-0-470-09220-0.
  58. ^ Browning, Matthew; et al. (2004). "Simulaciones de convección del núcleo en estrellas giratorias de tipo A: Rotación diferencial y rebasamiento". Revista astrofísica . 601 (1): 512–529. arXiv : astro-ph / 0310003 . Código Bibliográfico : 2004ApJ ... 601..512B . doi : 10.1086 / 380198 . S2CID 16201995 . 
  59. ^ Padmanabhan, Thanu (2002). Astrofísica teórica . Prensa de la Universidad de Cambridge. ISBN 978-0-521-56241-6.
  60. ^ Oke, JB; et al. (1970). "La distribución de energía espectral absoluta de Alpha Lyrae". Revista astrofísica . 161 : 1015-1023. Código Bibliográfico : 1970ApJ ... 161.1015O . doi : 10.1086 / 150603 .
  61. ^ Richmond, Michael. "La ecuación de Boltzmann" . Instituto de Tecnología de Rochester . Consultado el 15 de noviembre de 2007 .
  62. ^ Clayton, Donald D. (1983). Principios de la evolución estelar y nucleosíntesis . Prensa de la Universidad de Chicago. ISBN 978-0-226-10953-4.
  63. ^ Michelson, E. (1981). "Los espectros estelares casi ultravioleta de alfa Lyrae y beta Orionis" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 197 : 57–74. Código bibliográfico : 1981MNRAS.197 ... 57M . doi : 10.1093 / mnras / 197.1.57 .
  64. ^ Schmitt, JHMM (1999). "Coronae en estrellas de tipo solar". Astronomía y Astrofísica . 318 : 215-230. Bibcode : 1997A & A ... 318..215S .
  65. ↑ a b Vaiana, GS (1980). AK Dupree (ed.). "Stellar Coronae - descripción general de la encuesta estelar de Einstein / CFA en: estrellas frías, sistemas estelares y el sol ". Informe especial de SAO . 389 (389): 195–215. Código Bibliográfico : 1980SAOSR.389..195V .
  66. ^ Munro, RH; et al. (Mayo de 1977). "Propiedades físicas de un agujero coronal polar de 2 a 5 radios solares". Revista astrofísica . 213 (5): 874–86. Código Bibliográfico : 1977ApJ ... 213..874M . doi : 10.1086 / 155220 .
  67. ↑ Lignières, F .; et al. (2009). "Primera evidencia de un campo magnético en Vega". Astronomía y Astrofísica . 500 (3): L41 – L44. arXiv : 0903.1247 . Bibcode : 2009A & A ... 500L..41L . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 200911996 . S2CID 6021105 . 
  68. ^ Personal (26 de julio de 2009). "Campo magnético en Bright Star Vega" . Science Daily . Consultado el 30 de julio de 2009 .
  69. ^ Böhm, T .; et al. (Mayo de 2015). "Descubrimiento de manchas estelares en Vega. Primera detección espectroscópica de estructuras superficiales en una estrella normal de tipo A". Astronomía y Astrofísica . 577 : 12. arXiv : 1411.7789 . Bibcode : 2015A & A ... 577A..64B . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201425425 . S2CID 53548120 . A64. 
  70. ^ "Comunicado de prensa de NOAO 06-03: la estrella Vega que gira rápidamente tiene un ecuador oscuro fresco" .
  71. ↑ Personal (10 de enero de 2006). "La estrella Vega que gira rápidamente tiene un ecuador oscuro y fresco" . Observatorio Nacional de Astronomía Óptica . Consultado el 18 de noviembre de 2007 .
  72. ^ Adelman, Saul J. (8 al 13 de julio de 2004). "Las propiedades físicas de las estrellas A normales". El rompecabezas de una estrella (PDF) . Actas de la Unión Astronómica Internacional . 2004 . Poprad, Eslovaquia. págs. 1-11. Código bibliográfico : 2004IAUS..224 .... 1A . doi : 10.1017 / S1743921304004314 . Consultado el 22 de noviembre de 2007 .
  73. ^ Quirrenbach, Andreas (2007). "Viendo las superficies de las estrellas". Ciencia . 317 (5836): 325–326. doi : 10.1126 / science.1145599 . PMID 17641185 . S2CID 118213499 .  
  74. ^ Antia, HM; et al. (2006). "Determinación de abundancias solares mediante heliosismología". El diario astrofísico . 644 (2): 1292-1298. arXiv : astro-ph / 0603001 . Código Bibliográfico : 2006ApJ ... 644.1292A . doi : 10.1086 / 503707 . S2CID 15334093 . 
  75. ^ Renson, P .; et al. (1990). "Catálogo de candidatos Lambda Bootis". Bulletin d'Information du Centre de Données Stellaires . 38 : 137-149. Código Bibliográfico : 1990BICDS..38..137R .—Entrada para HD 172167 en la pág. 144.
  76. ^ Qiu, HM; et al. (2001). "Los patrones de abundancia de Sirius y Vega" . El diario astrofísico . 548 (2): 77-115. Código bibliográfico : 2001ApJ ... 548..953Q . doi : 10.1086 / 319000 .
  77. ^ Martínez, Peter; et al. (1998). "La lambda vibrante Bootis star HD 105759" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 301 (4): 1099–1103. Código bibliográfico : 1998MNRAS.301.1099M . doi : 10.1046 / j.1365-8711.1998.02070.x .
  78. ^ Adelman, Saul J .; et al. (1990). "Un análisis de abundancia elemental de la estrella Vega A superficialmente normal". Revista astrofísica, parte 1 . 348 : 712–717. Código Bibliográfico : 1990ApJ ... 348..712A . doi : 10.1086 / 168279 .
  79. ^ Majewski, Steven R. (2006). "Movimientos estelares" . Universidad de Virginia. Archivado desde el original el 25 de enero de 2012 . Consultado el 27 de septiembre de 2007 .—El movimiento propio neto viene dado por:
    donde y son los componentes del movimiento propio en el RA y la Declinación, respectivamente, y es la Declinación.
  80. ↑ a b Barrado y Navascues, D. (1998). "El grupo en movimiento Castor. La era de Fomalhaut y VEGA". Astronomía y Astrofísica . 339 : 831–839. arXiv : astro-ph / 9905243 . Bibcode : 1998A y A ... 339..831B .
  81. ↑ Moulton, Forest Ray (1906). Introducción a la astronomía . La empresa Macmillan. pag. 502 .
  82. ^ Bailer-Jones, CAL (marzo de 2015). "Encuentros cercanos de tipo estelar". Astronomía y Astrofísica . 575 : 13. arXiv : 1412.3648 . Código Bibliográfico : 2015A & A ... 575A..35B . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201425221 . S2CID 59039482 . A35. 
  83. ^ Inglis, Mike (2003). Guía del observador sobre la evolución estelar: el nacimiento, la vida y la muerte de las estrellas . Saltador. ISBN 978-1-85233-465-9.
  84. ^ a b Harper, DA; et al. (1984). "Sobre la naturaleza del material que rodea a VEGA". Revista astrofísica, parte 1 . 285 : 808–812. Código bibliográfico : 1984ApJ ... 285..808H . doi : 10.1086 / 162559 .
  85. ^ Robertson, HP (abril de 1937). "Efectos dinámicos de la radiación en el sistema solar" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 97 (6): 423–438. Código bibliográfico : 1937MNRAS..97..423R . doi : 10.1093 / mnras / 97.6.423 .
  86. ^ Abolladura, WRF; et al. (2000). "Modelos de las estructuras de polvo alrededor de estrellas Vega-exceso" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 314 (4): 702–712. Código bibliográfico : 2000MNRAS.314..702D . doi : 10.1046 / j.1365-8711.2000.03331.x .
  87. ^ Ciardi, David R .; et al. (2001). "Sobre el tamaño del infrarrojo cercano de Vega". El diario astrofísico . 559 (1): 237–244. arXiv : astro-ph / 0105561 . Código Bibliográfico : 2001ApJ ... 559.1147C . doi : 10.1086 / 322345 . S2CID 15898697 . 
  88. ↑ Defrère, D .; et al. (2011). "Polvo exozodiacal caliente resuelto alrededor de Vega con IOTA / IONIC". Astronomía y Astrofísica . 534 : A5. arXiv : 1108.3698 . Bibcode : 2011A y A ... 534A ... 5D . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201117017 . S2CID 8291382 . 
  89. ^ Absil, O .; et al. (2006). "Material circunestelar en el sistema interno de Vega revelado por CHARA / FLUOR". Astronomía y Astrofísica . 452 (1): 237–244. arXiv : astro-ph / 0604260 . Bibcode : 2006A & A ... 452..237A . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20054522 . S2CID 2165054 . 
  90. ^ Girault-Rime, Marion (verano de 2006). "Vega's Stardust" . Revista Internacional CNRS . Consultado el 19 de noviembre de 2007 .
  91. ^ Holanda, Wayne S .; et al. (1998). "Imágenes submilimétricas de escombros polvorientos alrededor de estrellas cercanas". Naturaleza . 392 (6678): 788–791. Código Bibliográfico : 1998Natur.392..788H . doi : 10.1038 / 33874 . S2CID 4373502 . 
  92. ^ Personal (21 de abril de 1998). "Los astrónomos descubren posibles nuevos sistemas solares en formación alrededor de las estrellas cercanas Vega y Fomalhaut" . Centro Conjunto de Astronomía. Archivado desde el original el 16 de diciembre de 2008 . Consultado el 29 de octubre de 2007 .
  93. ^ Wilner, D .; et al. (2002). "Estructura en los escombros polvorientos alrededor de Vega". El diario astrofísico . 569 (2): L115 – L119. arXiv : astro-ph / 0203264 . Código Bibliográfico : 2002ApJ ... 569L.115W . doi : 10.1086 / 340691 . S2CID 36818074 . 
  94. ^ Wyatt, M. (2003). "Atrapamiento resonante de planetesimales por migración de planetas: agrupaciones de discos de escombros y similitud de Vega con el sistema solar". El diario astrofísico . 598 (2): 1321-1340. arXiv : astro-ph / 0308253 . Código Bibliográfico : 2003ApJ ... 598.1321W . doi : 10.1086 / 379064 . S2CID 10755059 . 
  95. ^ Gilchrist, E .; et al. (1 de diciembre de 2003). "Nueva evidencia de un sistema planetario similar al Solar alrededor de una estrella cercana" . Real Observatorio de Edimburgo . Consultado el 30 de octubre de 2007 .
  96. ^ Itoh, Yoichi; et al. (2006). "Búsqueda coronagráfica de planetas extrasolares alrededor de ε Eri y Vega". El diario astrofísico . 652 (2): 1729-1733. arXiv : astro-ph / 0608362 . Código Bibliográfico : 2006ApJ ... 652.1729I . doi : 10.1086 / 508420 . S2CID 119542260 . 
  97. ↑ Piétu, V .; et al. (Julio de 2011). "Búsqueda de alta sensibilidad de agrupaciones en el cinturón de Vega Kuiper. Nuevas observaciones de PdBI 1,3 mm". Astronomía y Astrofísica . 531 : L2. arXiv : 1105.2586 . Bibcode : 2011A & A ... 531L ... 2P . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201116796 . S2CID 55674804 . 
  98. ^ Hughes, A. Meredith; et al. (2012). "Confirmación de la estructura principalmente lisa del disco de desechos de Vega en longitudes de onda milimétricas". El diario astrofísico . 750 (1): 82. arXiv : 1203.0318 . Código bibliográfico : 2012ApJ ... 750 ... 82H . doi : 10.1088 / 0004-637X / 750/1/82 . S2CID 118553890 . 82. 
  99. ^ Sibthorpe, B .; et al. (2010). "El disco de escombros de Vega: una vista de Herschel". Astronomía y Astrofísica . 518 : L130. arXiv : 1005.3543 . Código bibliográfico : 2010A y A ... 518L.130S . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201014574 . S2CID 6461181 . L130. 
  100. ^ Campbell, B .; et al. (1985). "Sobre la inclinación de las órbitas planetarias extrasolares" . Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 97 : 180-182. Código Bibliográfico : 1985PASP ... 97..180C . doi : 10.1086 / 131516 .
  101. ^ Knobel, EB (junio de 1895). "Al Achsasi Al Mouakket, en un catálogo de estrellas en el Calendarium de Mohammad Al Achsasi Al Mouakket" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 55 (8): 429–438. Código bibliográfico : 1895MNRAS..55..429K . doi : 10.1093 / mnras / 55.8.429 .
  102. ^ Massey, Gerald (2001). Antiguo Egipto: la luz del mundo . Adamant Media Corporation. ISBN 978-1-60206-086-9.
  103. ^ Olcott, William Tyler (1911). Conocimiento estelar de todas las edades: una colección de mitos, leyendas y hechos sobre las constelaciones del hemisferio norte . Los hijos de GP Putnam. Bibcode : 1911slaa.book ..... O . ISBN 978-0-7873-1096-7.
  104. ^ Houlding, Deborah (diciembre de 2005). "Lyra: La Lira" . Sktscript . Consultado el 4 de noviembre de 2007 .
  105. ^ Kunitzsch, Paul (1986). "El catálogo de estrellas comúnmente adjunto a las tablas Alfonsine". Revista de Historia de la Astronomía . 17 (49): 89–98. Código bibliográfico : 1986JHA .... 17 ... 89K . doi : 10.1177 / 002182868601700202 . S2CID 118597258 . 
  106. ^ Houtsma, M. Th .; et al. (1987). Primera enciclopedia del Islam de EJ Brill, 1913-1936 . VII . EJ Brill. pag. 292.
  107. ^ Gingerich, O. (1987). "Astrolabios zoomorfos y la introducción de nombres de estrellas árabes en Europa". Anales de la Academia de Ciencias de Nueva York . 500 (1): 89-104. Código Bibliográfico : 1987NYASA.500 ... 89G . doi : 10.1111 / j.1749-6632.1987.tb37197.x . S2CID 84102853 . 
  108. ^ Smith, S. Percy (1919). "La Patria de los Polinesios - Puntos de Contacto Arios y Polinesios" . La Revista de la Sociedad Polinesia . 28 : 18-20.
  109. ^ 陳久 金 (2005).中國 星座 神話. 五 南 圖書 出版 股份有限公司. ISBN 978-986-7332-25-7.
  110. ^ "天文 教育 資訊 網" [AEEA (Actividades de exposición y educación en astronomía)] (en chino). 2006-07-03 . Consultado el 6 de enero de 2019 .
  111. ^ Wei, Liming; et al. (2005). Festivales chinos . Prensa Intercontinental China. ISBN 978-7-5085-0836-8.
  112. ^ Kippax, John Robert (1919). La llamada de las estrellas: una introducción popular al conocimiento de los cielos estrellados con su romance y leyenda . Hijos de GP Putnam.
  113. ^ Boyce, Mary (1996). Una historia del zoroastrismo, volumen uno: El período temprano . Nueva York: EJ Brill. ISBN 978-90-04-08847-4.
  114. ^ Hamacher, Duane W .; et al. (2010). "Un registro australiano aborigen de la gran erupción de Eta Carinae". Revista de Historia y Patrimonio Astronómico . 13 (3): 220–34. arXiv : 1010.4610 . Código bibliográfico : 2010JAHH ... 13..220H .
  115. ^ Stanbridge, William Edward (1857). "Sobre la astronomía y mitología de los aborígenes de Victoria". Actas del Instituto Filosófico de Victoria . 2 : 137. Código Bibliográfico : 1857PPIVT ... 2..137S .
  116. ^ "ŚB 11.16.27" . vedabase.io . Consultado el 29 de marzo de 2021 .
  117. ^ Tyson, Donald; et al. (1993). Tres libros de filosofía oculta . Llewellyn en todo el mundo. ISBN 978-0-87542-832-1.
  118. ↑ Agrippa, Heinrich Cornelius (1533). De Occulta Philosophia . ISBN 978-90-04-09421-5.
  119. ^ "WH Auden - una noche de verano (a Geoffrey Hoyland)" . Consultado el 6 de enero de 2019 .
  120. ^ Frommert, Hartmut. "Vega, Alpha Lyrae" . SEDS. Archivado desde el original el 24 de octubre de 2007 . Consultado el 2 de noviembre de 2007 .
  121. ^ Personal (20 de mayo de 2005). "Vehículos de lanzamiento - Vega" . Agencia Espacial Europea . Consultado el 12 de noviembre de 2007 .
  122. ^ Rumerman, Judy (2003). "El Lockheed Vega y sus pilotos" . Comisión del Centenario de Vuelo de EE. UU. Archivado desde el original el 18 de octubre de 2007 . Consultado el 12 de noviembre de 2007 .

Enlaces externos [ editar ]

  • Anónimo. "Vega" . SolStation . La Compañía Sol . Consultado el 9 de noviembre de 2005 .
  • Gilchrist, Eleanor; et al. (1 de diciembre de 2003). "Nueva evidencia de un sistema planetario similar al Solar alrededor de una estrella cercana" . Centro Conjunto de Astronomía. Archivado desde el original el 23 de septiembre de 2009 . Consultado el 10 de noviembre de 2007 .
  • Hill, Gay Yee; et al. (10 de enero de 2005). "Spitzer ve las secuelas polvorientas de la colisión del tamaño de Plutón" . Telescopio espacial NASA / Spitzer. Archivado desde el original el 18 de mayo de 2007 . Consultado el 2 de noviembre de 2007 .

Coordenadas : Mapa del cielo 18 h 36 m 56.3364 s , + 38 ° 47 ′ 01.291 ″