Guida alle costellazioni/Le stelle più luminose del cielo/Vega

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Parte I - Stelle e oggetti

Parte II - Le 88 costellazioni

Parte III - Carte stagionali

Appendici

Dettagli stella
Sigla	α Lyrae
Costellazione	Lira
Ascensione Retta (J2000)	18h 36m 56s
Declinazione (J2000)	+38° 47′ 01″
Magnitudine apparente	+0,03
Magnitudine assoluta	+0,58
Distanza	25,3 anni luce
Classe spettrale	A0Va

Vega è la stella più brillante della costellazione della Lira, la quinta più luminosa del cielo notturno, nonché la seconda più luminosa nell'emisfero celeste boreale, dopo Arturo. Vertice nord-occidentale dell'asterismo del Triangolo Estivo, Vega è una stella piuttosto vicina, posta a soli 25 anni luce di distanza, la più luminosa in termini assoluti entro un raggio di 30 anni luce dal sistema solare.

Osservazione[modifica]

La sua magnitudine apparente pari a 0,03 e il suo caratteristico colore bianco-azzurro, la rendono facilmente distinguibile anche dal cielo fortemente inquinato delle grandi città. La facile rintracciabilità della stella è favorita anche dal fatto che Vega costituisca uno dei vertici dell'asterismo chiamato Triangolo Estivo, le cui componenti sono, oltre a Vega, Deneb (α Cygni) e Altair (α Aquilae). Questo esteso triangolo rettangolo è molto ben riconoscibile nei cieli notturni poiché non sono presenti stelle altrettanto luminose nelle sue vicinanze; Vega, la più brillante delle tre, si trova sul vertice nord-occidentale, che coincide con l'angolo retto.

Vega domina la costellazione di piccole dimensioni in cui si trova, la Lira, per la maggior parte costituita da stelle relativamente poco luminose; trovandosi quindi in un ambiente povero di stelle luminose, specialmente in direzione ovest, la sua brillantezza risulta particolarmente risaltata.

Alle latitudini temperate boreali la stella può essere osservata vicino allo zenit durante le serate estive; in realtà, in virtù della sua posizione molto settentrionale, da questo emisfero è visibile per la gran parte dell'anno.

Vega è ben nota sin dall'antichità, data la sua grande luminosità e il suo brillante colore bianco-azzurro. I pochi riferimenti "scientifici" giuntici da quest'epoca riguardano principalmente i cataloghi stellari compilati dagli astronomi greci e greco-romani (Ipparco e Tolomeo in particolare) e dagli astronomi arabi nel Medioevo.

L'astrofotografia, ovvero la fotografia di oggetti celesti, iniziò nel 1840 quando John William Draper riprese un'immagine della Luna. La prima stella ad essere fotografata, a parte il Sole, fu proprio Vega; la stella venne ripresa il 17 luglio 1850 presso l'Harvard College Observatory con un'esposizione di circa cento secondi, sfruttando le tecniche della dagherrotipia.

Il nome originario della stella, Wega (in seguito corrotto in Vega), deriva da una libera traslitterazione della parola araba wāqi (planante), avulsa dalla frase an-nasr al-wāqi‘, "l'avvoltoio planante", che era il nome con cui designarono la stella gli astronomi arabi dell'XI secolo, i quali videro nella Lira la forma di un'aquila (o un altro uccello rapace, probabilmente un avvoltoio) nell'atto di planare.

Gli antichi Greci, così come i Romani dopo di loro, ritenevano che la costellazione della Lira rappresentasse lo strumento musicale di Orfeo, costruito da Ermes sfruttando il carapace di una tartaruga come cassa armonica e il budello di una pecora per fabbricare le corde; Vega rappresentava il manico della lira ed era nota col nome di Λύρα (Lyra). Presso i Romani l'astro era noto, oltre che col nome Lyra, anche con i sinonimi Fidis, Fides e Fidicula, tutti indicanti lo strumento di Orfeo; inoltre la data d'inizio della stagione autunnale era stata scelta in modo da coincidere con la data in cui Vega tramontava al sorgere del Sole.

Caratteristiche[modifica]

Vega è classificata come una stella bianca di tipo spettrale A0V che si trova nella sequenza principale, dove, come la maggior parte delle altre stelle, sta convertendo nel suo nucleo l'idrogeno in elio per mezzo della fusione nucleare.

Durante questa fase di stabilità Vega produce la maggior parte dell'energia che irradia tramite il ciclo CNO, un processo di fusione che, servendosi come intermedi del carbonio, dell'azoto e dell'ossigeno, combina protoni per formare nuclei di elio. Questo processo richiede, per poter avvenire efficientemente, una temperatura di almeno 15.000.000–17.000.000 di K, superiore a quella presente nel nucleo del Sole (circa 14.000.000), ed è più redditizio del meccanismo usato dalla nostra stella come mezzo principale per produrre energia, la catena protone-protone. Il ciclo CNO è molto sensibile alla temperatura; per questa ragione il nucleo della stella, contrariamente a quanto accade nel nucleo solare, è sede di intensi movimenti convettivi, che permettono di "rimescolare" e distribuire uniformemente i materiali residuati dai processi nucleari; la regione sovrastante invece si trova in uno stato di equilibrio radiativo. Questa configurazione è esattamente opposta a quella del Sole, che invece presenta una zona radiativa centrata sul nucleo e una regione convettiva al di sopra di essa. Alla luce poi di una bassa emissione di raggi X, si pensa che la stella possieda una corona molto debole, o addirittura che questa sia inesistente. Vega si trova nella sequenza principale da circa 450 milioni di anni e si stima che vi permarrà per almeno altri 600 milioni di anni; dunque Vega si troverebbe all'incirca a metà della propria sequenza principale, proprio come il Sole, la cui sequenza principale è però dieci volte più lunga.

La velocità di rotazione all'equatore è pari a 274 km/s e corrisponde al 91% della velocità limite che porterebbe una stella a disintegrarsi a causa della forza centrifuga; ad una simile velocità, la stella impiega appena 12,5 ore per compiere una rotazione sul proprio asse. Questa rapida rotazione fa assumere all'astro l'aspetto di uno sferoide oblato, caratterizzato quindi da un forte schiacciamento polare e da un altrettanto pronunciato rigonfiamento equatoriale: il raggio polare della stella risulta quindi di circa 2,26 raggi solari, mentre il raggio equatoriale è di circa 2,78 raggi solari (il 23% in più).

Questa grande differenza tra i poli e l'equatore produce un effetto di oscuramento gravitazionale: osservata ai poli la stella presenta infatti un bordo più scuro rispetto a quello che si osserverebbe normalmente nel caso di una stella quasi perfettamente sferica.

A metà degli anni ottanta il satellite IRAS ha scoperto che la stella presenta un eccesso di emissione infrarossa, attribuito alla presenza in orbita di un disco di polveri circumstellare. Queste polveri sarebbero il risultato di collisioni plurime tra gli oggetti orbitanti all'interno di una cintura asteroidale, assimilabile alla fascia di Kuiper nel sistema solare. Il confine interno del disco, posto a circa a (70-102 UA), è delimitato dalla pressione della radiazione emessa dalla stella, che quindi spinge verso l'esterno i detriti generati nelle collisioni all'interno della cintura.

Alcune irregolarità riscontrate nel disco suggerirebbero la presenza in orbita di almeno un pianeta, per massa simile a Giove. Anche se un pianeta attorno a Vega non è stato ancora osservato direttamente (come è accaduto, al contrario, nei casi di Fomalhaut o HR 8799, due stelle con caratteristiche simili), o comunque confermato mediante altri metodi di individuazione, non può essere esclusa la presenza di un sistema planetario, contenente probabilmente anche degli eventuali pianeti di tipo terrestre in un'orbita più vicina alla stella. L'inclinazione orbitale degli eventuali pianeti sarebbe verosimilmente allineata al piano equatoriale della stella.