Vega

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Vega
Satellite naturale di {{{pianeta_madre}}}
({{{sottotitolo}}})
Stella madre: {{{stella_madre}}}
Vega.
Foto che ritrae Vega. Credit: CAST
Scoperta
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Scopritore
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Scopritori
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Classificazione
 Stella bianca di sequenza principale
Famiglia
 {{{famiglia}}}
Galassia ospite {{{host}}}
Classe spettrale A0 Va[1]
Tipo di supernova {{{tipo_SN}}}
Stella progenitrice {{{stella_prog}}}
Tipo progenitrice {{{tipo_prog}}}
Tipo di variabile sospetta δ Scuti[1][2][3]
Periodo di variabilità 0,1903 giorni[3]
Designazioni
alternative

{{{designazioni_alternative}}}
Costellazione {{{costellazione}}}
Distanza dal Sole: 25,3 ± 0,1 a.l. (7,76 ± 0,03 pc)[4]
Costellazione Lira
Redshift
COORDINATE
(Epoca di riferimento: J2000.0)
Ascensione retta
 18h 36m 56,3364s [5]
Declinazione
 +38° 47′ 1,291″[5]
Lat. galattica
 067,4482°[5]
Long. galattica
 +19,2373°[5]
PARAMETRI ORBITALI
(epoca di riferimento: J2000.0)
Semiasse maggiore {{{semiasse_maggiore}}}
Perielio {{{perielio}}}
Afelio {{{afelio}}}
Perigeo {{{perigeo}}}
Apogeo {{{apogeo}}}
Periastro {{{periastro}}}
Afastro {{{afastro}}}
Circonf. orbitale {{{circonferenza_orbitale}}}
Periodo orbitale {{{periodo_orbitale}}}
Periodo sinodico {{{periodo_sinodico}}}
Velocità orbitale
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Inclinazione orbitale {{{inclinazione_orbita}}}
Inclinazione
sull'eclittica		 {{{inclinazione_orbita_su_eclittica}}}
Inclinazione rispetto
all'equat. di [[{{{pianeta_madre}}}]]		 {{{inclinazione_orbita_su_eq}}}
Inclinazione rispetto
all'orbita di [[{{{pianeta_madre}}}]]		 {{{inclinazione_orbita_su_orbita}}}
Inclinazione rispetto
al piano di Laplace		 {{{inclinazione_orbita_su_p_laplace}}}
Inclinazione rispetto
all'equat. del Sole		 {{{inclinazione_orbita_su_eq_sole}}}
Eccentricità {{{eccentricità}}}
Longitudine del
nodo ascendente		 {{{nodo_ascendente}}}
Argom. del perielio {{{argomento_perielio}}}
Anomalia media {{{anomalia_media}}}
Ultimo perielio {{{ultimo_perielio}}}
Prossimo perielio {{{prossimo_perielio}}}
Sistema planetario {{{pianeti}}}
Satelliti {{{satelliti}}}
Anelli {{{anelli}}}
DATI FISICI
Dimensioni {{{dimensioni}}}
Raggio {{{raggio}}}
Diametro equat. {{{diametro_eq}}}
Diametro polare {{{diametro_pol}}}
Diametro medio
Raggio medio 2,26 × 2,78[7] R⊙
Schiacciamento
Superficie {{{superficie}}}
Volume {{{volume}}}
Massa
{{{massa}}}
2,11[6] M⊙
Densità media
{{{densità_1_descrizione}}} {{{densità_1}}}
{{{densità_2_descrizione}}} {{{densità_2}}}
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Acceleraz. di gravità
in superficie		 4,1 ± 0,1 g[7]
Velocità di fuga {{{velocitàdifuga}}}
Periodo di rotazione 12,5 ore
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{{{periodo_rotaz_3_descrizione}}} {{{periodo_rotaz_3}}}
{{{periodo_rotaz_4_descrizione}}} {{{periodo_rotaz_4}}}
Velocità di rotazione
 274 km/s
Inclinazione assiale {{{inclinazione_asse}}}
Inclinaz. dell'asse
sull'eclittica		 {{{inclinazione_asse_su_eclittica}}}
Inclinaz. dell'asse
sul piano galattico		 {{{inclinazione_asse_su_piano_galattico}}}
A.R. polo nord {{{ascensionerettapolonord}}}
Declinazione {{{declinazione}}}
Temperatura alla
sommità delle nubi
{{{temp_sommitànubi_min}}} (min)
{{{temp_sommitànubi_med}}} (media)
{{{temp_sommitànubi_max}}} (max)
Temperatura
superficiale
{{{temp_min}}} (min)
9602 ± 180 K[8] (media)
{{{temp_max}}} (max)
T. della corona {{{temp_corona}}}
T. del nucleo {{{temp_nucleo}}}
Luminosità
{{{luminosità}}}
50 L⊙
Radianza
Indice di colore (B-V) 0,00[5]
Metallicità [M/H] = −0,5[8]
Pressione atm. {{{pressione_atmosferica}}}
Albedo {{{albedo}}}
Età stimata 3,86–5,72 × 108 anni [6]
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine
apparente da Terra
{{{magn_app_min}}} (min)
{{{magn_app_med}}} (media)
{{{magn_app_max}}} (max)
Magnitudine
apparente da [[{{{pianeta_madre}}} (astronomia)|{{{pianeta_madre}}}]]
{{{magn_app_min_corpomadre}}} (min)
{{{magn_app_med_corpomadre}}} (media)
{{{magn_app_max_corpomadre}}} (max)
Magnitudine app. 0,03[5][9]
Magnitudine di picco
Magnitudine ass. 0,58[10]
Diametro
apparente da Terra
{{{dim_app_min}}} (min)
{{{dim_app_med}}} (medio)
{{{dim_app_max}}} (max)
Diametro
apparente da [[{{{pianeta_madre}}} (astronomia)|{{{pianeta_madre}}}]]
{{{dim_app_min_corpomadre}}} (min)
{{{dim_app_med_corpomadre}}} (medio)
{{{dim_app_max_corpomadre}}} (max)
Parallasse 128,93 ± 0,55 mas[5]
Moto proprio Ar: 201,03 ± 0,63[5] mas/anno
Dec: 287,47 ± 0,54[5] mas/anno
Velocità radiale −13,9 km/s[5]
NOMENCLATURE ALTERNATIVE

Wega,[11] Lucida Lyrae,[12] Fidis, Vultur Cadens,[13][14] Waghi, Vagieh, Veka[15] α Lyr, 3 Lyr, GJ 721, HR 7001, BD +38°3238, HD 172167, HIP 91262, SAO 67174, WDS 18369+3846, Gliese 721,[5] NSV 11128[1]

Vega (α Lyr / α Lyrae / Alfa Lyrae) è la stella più brillante della costellazione della Lira, la quinta più luminosa del cielo notturno,[16] nonché la seconda più luminosa nell'emisfero celeste boreale, dopo Arturo. Vertice nord-occidentale dell'asterismo del Triangolo Estivo,[16] 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 Sole.

Si tratta di una stella bianca di classe spettrale A0 V[1] che si trova nella fase di sequenza principale,[9] dove, come la maggior parte delle altre stelle, sta convertendo il suo idrogeno in elio per mezzo della fusione nucleare. Poiché le stelle più massicce (e, dunque, più luminose) utilizzano il loro combustibile nucleare più velocemente delle altre, la durata complessiva della vita di Vega è stimata sul miliardo di anni,[1] contro i dieci del Sole: la stella è infatti circa due volte più massiccia del Sole [6] e circa 50 volte più luminosa; inoltre possiede una metallicità insolitamente bassa.[8] L'astro è caratterizzato da un'alta velocità di rotazione, pari a 274 km/s all'equatore, che gli conferisce l'aspetto di uno sferoide oblato (ovvero, possiede uno schiacciamento polare e un rigonfiamento equatoriale). Uno degli effetti più studiati di questa rapida rotazione è la variazione della temperatura effettiva fotosferica: infatti, la temperatura fotosferica ai poli è maggiore di circa 2000 K rispetto alla temperatura all'equatore, ed è proprio in direzione di uno dei due poli che la stella risulta visibile dalla Terra.[6]
Vega è inoltre una sospetta variabile del tipo δ Scuti,[1][2][3] che manifesta pulsazioni nella luminosità di pochi centesimi di magnitudine ogni 0,19 giorni (circa 4,56 ore).[3]

Il satellite IRAS ha scoperto, nella metà degli anni ottanta, che la stella presenta un eccesso di emissione infrarossa, segno della presenza in orbita di un disco di polveri circumstellare. Queste polveri sarebbero il risultato di plurime collisioni tra gli oggetti orbitanti all'interno di una cintura asteroidale, considerabile l'analogo della fascia di Kuiper del sistema solare.[17] Alcune irregolarità riscontrate nel disco suggeriscono la presenza in orbita di almeno un pianeta, per massa simile a Giove.[18][19]

L'astro è stato a lungo studiato dagli astronomi, che lo hanno definito "la stella più importante nel cielo dopo il Sole":[20] infatti, circa 12.000 anni fa Vega, a causa della precessione dell'asse terrestre, ha svolto il ruolo di stella polare e lo diventerà nuovamente tra altri 12.000 anni.[21]

Il nome dell'astro deriva probabilmente dall'arabo النسر الواقع an-nasr al-wāqi‘, che significa Avvoltoio che plana.[15][22]

Indice

[modifica] Osservazione

Un'immagine della Via Lattea estiva, a ridosso della quale è molto ben visibile l'asterismo del Triangolo estivo (a sinistra); di cui Vega è la stella più brillante del campo visivo.

Vega è una stella dell'emisfero boreale, data la sua declinazione di +38,7°; questa declinazione fortemente settentrionale fa sì che essa possa risultare visibile solo da latitudini a nord di 51° S, mentre a nord di 51° N appare circumpolare, ossia non tramonta mai sotto l'orizzonte.[15][23][24] Alle latitudini temperate boreali la stella può essere osservata vicino allo zenit durante le serate estive;[25] in realtà, in virtù della sua posizione molto settentrionale, da questo emisfero è visibile per la gran parte dell'anno.[26] Alle latitudini australi invece si presenta bassa sopra l'orizzonte durante la stagione invernale.

La stella è facilmente rintracciabile, oltre che grazie alla sua grande brillantezza e al suo colore tipicamente bianco-azzurro, grazie anche al fatto che costituisce uno dei vertici dell'asterismo chiamato Triangolo estivo, le cui componenti sono, oltre a Vega, Deneb (α Cygni) e Altair (α Aquilae).[26][27] Questo 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 forma l'angolo retto.

Vega si può distinguere con grande facilità anche dalle grandi città: è infatti la quinta stella più brillante del cielo se vista ad occhio nudo.[16] La stella inizia a diventare ben visibile, in direzione est, nelle sere di fine aprile-inizio maggio, ma è durante i mesi estivi che l'astro raggiunge il culmine, dominando i cieli; resta visibile anche durante le serate autunnali in direzione ovest, sempre relativamente alta sull'orizzonte. Il mese di gennaio la vede tramontare sotto l'orizzonte ovest alle luci del crepuscolo, sebbene, poiché si trova molto a nord rispetto all'eclittica, fosse già visibile ad est poco prima dell'alba nel mese di novembre. Nell'emisfero australe, alle medie latitudini, il suo sorgere eliaco avviene a marzo, mentre tramonta col Sole a settembre; il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale australe è dunque compreso fra luglio e agosto.[28]

Dall'emisfero sud Vega è una stella tipica dei cieli invernali e rimane visibile nelle notti serali solo per pochi mesi all'anno. Vega domina la costellazione in cui si trova, la Lira, di piccole dimensioni per la maggior parte costituita da stelle relativamente poco luminose;[16] trovandosi quindi in un ambiente relativamente povero di stelle luminose, specialmente in direzione ovest, la sua luminosità risulta particolarmente risaltata. Dall'emisfero nord, soprattutto verso la fine della primavera e l'inizio dell'estate, quando raggiunge la culminazione, Vega appare come la seconda stella più brillante della notte, dopo Arturo, che è lievemente più luminosa.[16]

[modifica] Storia delle osservazioni

Un'illustrazione, presa dall'atlante Uranographia di Johann Bode, che rappresenta la costellazione della Lira. La costellazione è stata spesso rappresentata anche come un'aquila o un avvoltoio; vicino alla punta del becco del rapace c'è la stella Vega.

Vega è ben nota sin dall'antichità, data la sua grande luminosità e il suo brillante colore bianco-azzurro. Intorno alla stella si è intessuto un fitto apparato mitologico, che sarà trattato in un paragrafo specifico.

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;[11][29][30] 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.[9] Henry Draper, redattore di un importante catalogo stellare, fu l'autore della prima ripresa di uno spettro stellare nell'agosto 1872, quando immortalò quello di Vega riuscendo a mostrare per la prima volta la presenza di linee di assorbimento in uno spettro stellare (linee simili erano già state osservate nello spettro del Sole).[31][32] Nel 1879 William Huggins analizzò le immagini dello spettro di Vega e di altre stelle simili, ed identificò un gruppo di dodici "linee molto grandi" che erano comuni a quella categoria stellare: si trattava delle le linee della serie di Balmer.[33]

Uno dei primi tentativi di misurare una distanza stellare fu compiuto Friedrich Georg Wilhelm von Struve, che, sfruttando il metodo della parallasse, pubblicò una stima della distanza di Vega il valore di 0,125 arcosecondi.[34] Friedrich Bessel mostrò scetticismo nei confronti della misurazione di Struve; quando Bessel pubblicò un valore di 0,314″ per la stella 61 Cygni, Struve riesaminò i suoi dati. Questo fatto gettò dubbi sulle misurazioni di Struve, e molti astronomi accreditarono Bessel come l'autore della prima misurazione di una parallasse stellare. In realtà, il valore ottenuto da Struve per Vega è molto vicino al valore attualmente accettato, pari a 0,129″.[35][36]

Le rilevazioni fotometriche effettuate negli anni trenta hanno dimostrato una leggera variazione, pari a ± 0,03 magnitudini, nella luminosità della stella. Questa misura era al limite della sensibilità degli strumenti dell'epoca, motivo per il l'ipotetica variabilità di Vega è stata oggetto di dibattiti. Le osservazioni effettuate nel 1981 presso il David Dunlap Observatory permisero di rilevare nuovamente la presenza di queste leggere variazioni, imputate a delle pulsazioni intrinseche dell'astro che lo renderebbero quindi una variabile δ Scuti.[2][37] Anche se Vega corrisponde in larga parte al profilo fisico caratteristico di questo tipo di stelle variabili, tali variazioni non sono state rilevate da altri osservatorî; per questa ragione si è giunti persino a supporre che tali misurazioni siano affette da un cospicuo errore.[3][38]

Nel 1983 fu scoperto per la prima volta un disco di polveri attorno a Vega, tramite l'Infrared Astronomical Satellite (IRAS), che rilevò un eccesso di radiazione infrarossa, dovuta all'energia emessa da polvere orbitante che veniva scaldata dalla stella.[39]

[modifica] Nelle epoche precessionali

La precessione del polo nord sulla sfera celeste; Vega è la stella più brillante, nella parte inferiore dell'immagine.

Vega è una delle stelle più interessanti del cielo: la sua posizione, a 39° di declinazione nord e coincidente con le 18h di ascensione retta, fa in modo che venga a trovarsi molto lontano dall'eclittica, al punto da essere la stella di prima magnitudine più vicina al polo nord dell'eclittica, che ricade nella vicina costellazione del Dragone, a poco meno di 27° da essa.[23]

A causa del fenomeno conosciuto come precessione degli equinozi, le coordinate celesti di stelle e costellazioni possono variare sensibilmente, a seconda della loro distanza dal polo nord e sud dell'eclittica; un ciclo precessionale ha una durata di 25.770 anni circa,[40] in cui l'asse di rotazione terrestre compie un movimento oscillatorio descrivendo in cielo due cerchi opposti, uno nell'emisfero nord e uno in quello sud. Nel corso delle epoche così l'asse di rotazione visto da Terra tende ad avvicinarsi o ad allontanarsi apparentemente da varie stelle; attualmente esso punta a nord in direzione di una stella di seconda magnitudine nota anticamente come Cynosura, la coda dell'Orsa Minore, che oggi prende il nome di Polaris, la stella polare.[41][42]

Fra circa 12.000 anni, quando l'epoca precessionale sarà opposta a quella attuale, l'asse di rotazione terrestre punterà a pochi gradi da Vega, che diventerà così la nuova indicatrice del polo celeste;[43] per raggiungerla, l'asse si avvicinerà e attraverserà dapprima la costellazione di Cefeo e infine lambirà la parte nordoccidentale del Cigno. Anche 13000 anni fa Vega era la Stella Polare, mentre l'attuale Polare, Cynosura, assumerà una declinazione simile a quella che Vega ha al giorno d'oggi, sorgendo e tramontando regolarmente anche nelle regioni di latitudine boreale media.[44] Vega è la più brillante tra tutte le stelle che si sono alternate e si alterneranno nel ruolo di stella polare.[11]

[modifica] Caratteristiche fisiche

[modifica] Massa e luminosità

La posizione di Vega e del Sole nella sequenza principale del diagramma H-R.

Vega è classificata come una stella bianca di tipo spettrale A0 V,[45] ossia una stella della sequenza principale che tramite la fusione nucleare converte l'idrogeno in elio.

Vega ha una massa pari a circa 2,11 volte quella del Sole [6] ed una luminosità circa 37 volte superiore.[1] Poiché le stelle più massicce, in virtù della loro maggiore massa, possiedono una luminosità superiore rispetto a stelle più modeste per via del fatto che le reazioni nucleari procedono a un ritmo più sostenuto per contrastare in naturale collasso gravitazionale, direttamente proporzionale alla massa, Vega ha una vita stimata nella sequenza principale appena un miliardo di anni, circa un decimo della durata della sequenza principale stimata per il Sole.[46] L'età attuale della stella è stimata tra i 386 e i 511 milioni di anni;[1][47] quindi Vega, proprio come il Sole, si troverebbe all'incirca a metà della propria sequenza principale. Giunta al termine di questo periodo della sua evoluzione caratterizzato da una grande stabilità, la stella attraverserà una serie di fasi di instabilità che la porteranno dapprima ad espandersi in gigante rossa,[48][49][50] quindi, dopo diversi cicli di reazioni nucleari che culmineranno con la produzione del carbonio, la definitiva evoluzione in un'evanescente nana bianca.[48][51]

La maggior parte dell'energia prodotta nel nucleo di Vega in questa fase del proprio ciclo vitale è generata 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 fenomeno richiede, per poter avvenire efficientemente, una temperatura di almeno 15.000.000–17.000.000 di K,[52] superiore a quella presente nel nucleo del Sole (circa 13.000.000–15.000.000[53]), ed è più redditizio del meccanismo usato dalla nostra stella come mezzo principale[54] 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,[55] che hanno lo scopo di "rimescolare" e distribuire uniformemente i materiali residuati dai processi nucleari. La regione sovrastante si trova in uno stato di equilibrio radiativo; esattamente l'opposto accade all'interno del Sole, che invece presenta una zona radiativa centrata sul nucleo e subito al di sopra di essa una regione convettiva.[56][57] 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.[58]

Le osservazioni e le misurazioni fotometriche hanno permesso di scoprire che Vega possiede una piccola variabilità, con un periodo di 0,107 giorni, presumibilmente associata a pulsazioni radiali del corpo celeste; non si è tuttavia certi dell'effettiva appartenenza alla classe delle variabili δ Scuti, nonostante le caratteristiche fisiche di Vega siano in larga parte corrispondenti a quelle di questa categoria di variabili.[2]

[modifica] Raggio, rotazione e temperatura

Raffronto tra il diametro polare e quello equatoriale di Vega.

La determinazione del raggio di Vega, mediante l'utilizzo di tecniche interferometriche, ha restituito un valore inaspettatamente elevato, circa 2,73 ± 0,01 volte quello solare e superiore di circa il 60% rispetto a quello di Sirio; i modelli fisici indicavano invece che il diametro di Vega avrebbe dovuto eccedere non più del 12%. La causa di questa discrepanza fu da subito attribuita alla rapida rotazione della stella, la quale viene osservata in direzione di uno dei suoi poli.[9] Le osservazioni e i dati ottenuti tramite il CHARA array nel 2005 hanno confermato questa ipotesi.[7][59]

L'asse di rotazione della stella risulta inclinato di non più di 5 gradi rispetto alla linea di vista che la congiunge alla Terra. Il suo equatore ha una velocità di rotazione di 274 km/s[7] (e quindi un periodo di rotazione di 12,5 ore),[6] pari al 91% della velocità limite che porterebbe la stella a disintegrarsi a causa della forza centrifuga.[7][59] Questa rotazione produce una forte ellitticità, responsabile di un pronunciato rigonfiamento equatoriale: infatti, il raggio all'equatore superiore del 23% rispetto al raggio polare. Il raggio polare della stella risulta quindi pari a 2,26 ± 0,02 raggi solari (R☉), mentre il raggio equatoriale è di 2,78 ± 0,02 R☉.[7] È tuttavia da tener presente che dalla Terra il rigonfiamento equatoriale è osservato in direzione del polo, cosa che porta ad una sovrastima del raggio.

Dimensioni di Vega, nel suo profilo equatoriale (a sinistra), rispetto al Sole (a destra).

Poiché, per effetto della rotazione, l'accelerazione risultante dalla somma vettoriale dell'accelerazione gravitazionale locale e dell'accelerazione tangenziale sui poli è maggiore rispetto all'equatore, per il teorema di von Zeipel anche la luminosità locale risulta maggiore ai poli, che raggiungono una temperatura di 10.000 K mentre all'equatore è di soli 7.600 K. Di conseguenza, nel rispetto della legge di Stefan-Boltzmann, se Vega fosse osservata dal piano equatoriale, la sua luminosità apparirebbe dimezzata.[20][60]

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 sferica (il cosiddetto oscuramento al bordo. Il gradiente termico che si viene a generare crea una regione di convezione nell'atmosfera circostante l'equatore,[7][61] mentre il resto dell'atmosfera è probabilmente in uno stato di equilibrio radiativo.[62]

Se Vega possedesse una velocità di rotazione inferiore, ed irradiasse uniformemente in tutte le direzioni con simmetria sferica, la sua luminosità sarebbe 57 volte quella del Sole,[7] un valore del 35% superiore ai reali dati osservativi sulla stella ma in linea con quelli posseduti per altre stelle di classe A0 V di massa simile.[7][59]

[modifica] Spettro e composizione chimica

Lo spettro di Vega alle lunghezze d'onda di 3820–10.200 Å.

Lo spettro visibile di Vega è dominato dalle linee di assorbimento dell'idrogeno, in particolare della serie di Balmer, costituita, nel visibile, da quattro righe a diverse lunghezze d'onda, che sono prodotte per l'emissione di un fotone da parte dell'unico elettrone dell'atomo di idrogeno che, da uno stato eccitato, si sposta al livello quantico descritto dal numero quantico principale con n = 2.[63][64] Le linee degli altri elementi sono relativamente deboli, e le principali sono relative al magnesio ionizzato, ferro[65] e cromo.[66]

Le indagini spettrali hanno permesso di determinare la quantità di "metalli" della stella, ovvero la metallicità; gli astronomi usano il termine "metalli" per definire generalmente gli elementi che hanno un numero atomico superiore a quello dell'elio. La metallicità della fotosfera di Vega è solo il 32% dell'abbondanza di elementi pesanti presenti nell'atmosfera solare;[67] per raffronto il Sole possiede una metallicità Z di circa Z☉ = 0,0172 ± 0,002.[68] Quindi, in termini di abbondanza, appena lo 0,54% di Vega consiste di elementi più pesanti dell'elio. Questa metallicità insolitamente bassa rende Vega una stella di tipo λ Bootis.[69][70][71]

Il rapporto tra idrogeno ed elio osservato per Vega è 0,030 ± 0,005, circa il 60% di quello del Sole; questa differenza potrebbe essere dovuta alla mancanza di una zona convettiva poco al di sotto della fotosfera (essa infatti è ubicata, all'interno di Vega, a ridosso del nucleo): il trasferimento dell'energia avviene infatti prevalentemente mediante irraggiamento, il che potrebbe essere all'origine anche di un'anomalia nella diffusione degli elementi.[72]

[modifica] Moti spaziali

La componente principale del movimento della stella è costituita dalla velocità radiale, mentre la componente in avvicinamento del moto dela stella è stato misurata mediante gli spostamenti nello spettro della luce. Le rilevazioni più precise disponibili indicano un redshift corrispondente ad una velocità di −13,9 ± 0,9 km/s;[73] il segno negativo indica che lo spostamento è verso il blu, e quindi che la stella si sta avvicinando al sistema solare.

Il moto proprio, ovvero il movimento trasversale rispetto alla linea di vista, fa sì che Vega si sposti rispetto allo sfondo delle stelle più distanti. Precise misurazioni della sua posizione hanno permesso di calcolare un movimento di 202,04 ± 0,63 milliarcosecondi all'anno (mas/anno) in ascensione retta e 287,47 ± 0,54 mas/anno in declinazione;[74] il movimento netto della stella è di 327,78 milliarcosecondo per anno [75] equivalente ad un velocità angolare di un grado ogni 11.000 anni.

Nel sistema di coordinate galattiche le componenti della velocità della stella sono U = −13,9 ± 0,9, V= −6,3 ± 0,8 e W = −7,7 ± 0,3, con una velocità netta di 17 km/s.[47] La componente radiale, nella direzione del Sole, è −13,9 km/s e la velocità trasversale è di 9,9 km/s.

I dati astrometrici hanno mostrato che la stella è membro di un'associazione stellare, l'associazione di Castore, che comprende 16 stelle tra cui Zubenelgenubi (α Lib), Alderamin (α Cep), Castore (α Gem) e Fomalhaut (α PsA). Le componenti dell'associazione si muovono quasi in parallelo con velocità simili (attorno a 16,5 km/s [76]); questa caratteristica implicherebbe una comune origine da una nube molecolare gigante come ammasso aperto, il quale nel corso dei milioni di anni si è disperso dando luogo all'attuale associazione.[77] L'età stimata di questo gruppo è circa 200 ± 100 milioni di anni.[47]

[modifica] Luminosità apparente comparata nel tempo

Vega dista attualmente 25,3 anni luce dal Sole;[1] da questa distanza l'astro appare attualmente come la quinta stella più brillante del cielo.[16] Tuttavia, il suo progressivo riavvicinamento al sistema solare la porterà, entro i prossimi 200.000 anni, ad aumentare piuttosto rapidamente la sua luminosità apparente; Sirio è l'attuale stella più brillante del cielo (con una magnitudine di −1,46) e resterà ancora tale per i prossimi 50.000 anni, durante i quali aumenterà la propria luminosità (fino quasi a sfiorare la magnitudine −1,7) per poi andare incontro a un progressivo affievolimento;[78] più in fretta ancora aumenterà la luminosità di Altair, che passerà da un attuale valore di 0,77 a −1,32 in 100.000 anni, per poi decadere altrettanto rapidamente.[78] Arturo si trova attualmente al punto più vicino a noi, dunque in futuro la sua luminosità diminuirà, come quella di Canopo, che fino a 100.000 anni fa era la stella più brillante del cielo. L'attuale stella più vicina a noi è α Centauri, la quale continuerà ad avvicinarsi e ad aumentare in luminosità per i prossimi 25.000 anni, superati i quali l'astro inizierà ad allontanarsi dal sistema solare e diminuire in luminosità apparente.[78]

Le simulazioni suggeriscono che la combinazione del suo moto in avvicinamento e il contemporaneo allontanamento e il conseguente affievolimento di alcune delle stelle più brillanti dell'epoca attuale, renderanno Vega, per il periodo compreso tra 210.000–480.000 anni, la stella più brillante del cielo;[44] Vega raggiungerà una magnitudine di picco pari a −0,81 entro 290.000 anni, periodo di tempo necessario perché giunga alla distanza minima di 17 anni luce dal sistema solare.[79] In seguito, la stella si allontanerà, diminuendo progressivamente la sua luminosità apparente fino a raggiungere, nel giro di alcuni milioni di anni, una distanza tale da renderla invisibile ad occhio nudo.[44]

La tabella sottostante indica i dati delle magnitudini apparenti delle stelle esaminate nel grafico, con un campionamento di 25.000 anni; il grassetto indica la stella più luminosa nel periodo indicato.

La luminosità di alcune delle stelle più luminose nell'arco di 200.000 anni.
Anni Sirio Canopo α Centauri Arturo Vega Procione Altair
−100.000 −0,66 −0,82 2,27 0,88 0,33 0,88 1,69
−75.000 −0,86 −0,80 1,84 0,58 0,24 0,73 1,49
−50.000 −1,06 −0,77 1,30 0,30 0,17 0,58 1,27
−25.000 −1,22 −0,75 0,63 0,08 0,08 0,46 1,03
0 −1,43 −0,72 −0,21 −0,02 0,00 0,37 0,78
25.000 −1,58 −0,69 −0,90 0,02 −0,08 0,33 0,49
50.000 −1,66 −0,67 −0,56 0,19 −0,16 0,32 0,22
75.000 −1,66 −0,65 0,30 0,45 −0,25 0,37 −0,06
100.000 −1,61 −0,62 1,05 0,74 −0,32 0,46 −0,31

[modifica] Utilizzo come mezzo di calibrazione per gli strumenti osservativi

Vega è stata utilizzata a lungo come "stella modello" per calibrare i telescopi ed altri strumenti osservativi e come riferimento per la misurazione di alcuni parametri comuni a tutte le stelle, quali magnitudine, luminosità, temperatura effettiva, colore e spettro.[9]

La brillantezza di una stella osservata dalla Terra viene espressa tramite una scala logaritmica standard, la magnitudine: si tratta di un valore numerico che decresce all'aumentare della luminosità della stella. Nel cielo notturno le stelle più deboli che possono essere percepite ad occhio nudo sono circa di magnitudine 6, mentre le stelle più brillanti hanno valori di magnitudine negativi. Per standardizzare la scala delle magnitudini, gli astronomi hanno scelto Vega per rappresentare la magnitudine 0; per molti anni quindi la stella fu utilizzata per calibrare le scale di luminosità nella fotometria.[80] Attualmente il valore di magnitudine zero viene tuttavia definito in termini di flusso, poiché risulta di maggiore comodità: Vega infatti non è sempre visibile per effettuare direttamente le calibrazioni.[81]

Il sistema fotometrico UBV misura la magnitudine delle stelle mediante filtri ultravioletti, blu e gialli che corrispondono ai valori U, B e V. Vega è una delle sei stelle utilizzate per stabilire i valori medi per questo sistema fotometrico al momento della sua introduzione negli anni cinquanta. La magnitudine media per queste stelle fu definita come U − B = B − V = 0, essendo la stessa per le controparti gialle, blu e ultraviolette dello spettro elettromagnetico.[82] Vega ha quindi uno spettro elettromagnetico relativamente piatto nella regione visibile (350nm<λ<850nm), in quanto emette una densità di flusso di 2000-4000 Jy.[83] Tuttavia si è notato che la densità di flusso di Vega diminuisce rapidamente nella regione dell'infrarosso, con un valore di circa 100 Jy ad una lunghezza d'onda di 5 μm.[84]

La scoperta della sua rapida rotazione potrebbe mettere in discussione molti dei dati formulati assumendo per la stella una simmetria sferica; l'affinamento di queste conoscenze, insieme allo sviluppo di nuovi modelli fisici, permette un miglioramento degli strumenti di calibrazione.[85]

[modifica] Il sistema

[modifica] Eccesso di radiazione infrarossa

Lo spettro infrarosso di Vega, redatto sulla base dei dati dei satelliti IRAS e ISOPHOT e dei modelli fisici sviluppati.

Una delle prime scoperte compiute dal satellite IRAS (Infrared Astronomy Satellite) fu, nel 1983, quella di un'eccessiva emissione di radiazione infrarossa da parte di Vega. Misurato alle lunghezze d'onda di 25, 60 e 100 μm, la sua origine è stata circoscritta ad una regione di spazio centrata sulla stella il cui raggio era pari a circa 10"; in base alla distanza stimata di Vega, si è dedotto che questo raggio corrispondesse a circa 80 UA. Le prime ipotesi formulate sostenevano che questa radiazione provenisse da un campo orbitante attorno alla stella costituito da polveri di dimensioni millimetriche;[86] infatti, se le particelle fossero state più piccole, esse sarebbero state spazzate via facilmente dal vento e dalla radiazione della stella, o risucchiate verso di essa a causa dell'effetto Poynting-Robertson.[86]

Ulteriori misure, effettuate alla lunghezza d'onda di 193μm, hanno mostrato un flusso radiativo inferiore a quello previsto dall'ipotesi delle particelle millimetriche, il che suggeriva che le particelle dovessero avere dimensioni ben più modeste, dell'ordine di 100μm o inferiori. Questo implicava che, per mantenere un simile quantitativo di polveri in orbita, data la loro volatilità, doveva essere presente una fonte che provvedesse al ricambio di tali materiali. Uno dei meccanismi proposti per mantenere costante il livello delle polveri prevedeva la presenza di un disco di materia fusa in procinto di formare un pianeta.[86] I modelli formulati riguardo alla distribuzione delle polveri indicano una disposizione a disco circolare, con un raggio di 120 UA, all'interno del quale è presente una lacuna di raggio non inferiore a 80 UA.[87]

Le analisi spettroscopiche hanno mostrato che le polveri del disco di Vega sono composte prevalentemente da grafite ed altri allotropi amorfi del carbonio,[88] con una piccola percentuale (~5%) di silicati, in particolare olivine e forsteriti.[89]

Vega è il prototipo di una classe di stelle di sequenza principale che presentano tutte un particolare eccesso di emissione infrarossa, dovuto alla presenza in orbita di un disco di polveri;[90][91][92] tali stelle, dette stelle di tipo Vega o, in lingua inglese, Vega-like,[93] rivestono particolare importanza in quanto il loro studio potrebbe fornire importanti indicazioni sull'origine del sistema solare.[93]

[modifica] Indagini successive sul disco circumstellare

Le immagini ad alta risoluzione riprese dal telescopio spaziale Spitzer che mostrano Vega nell'infrarosso, rispettivamente a λ=24 µm (sinistra) e λ=70 µm (destra). NASA

Nel 2005 il Telescopio spaziale Spitzer della NASA ha ripreso delle immagini ad alta risoluzione delle polveri attorno a Vega a diverse lunghezze d'onda dell'infrarosso, che mostrano una diversa estensione a seconda della lunghezza d'onda presa in considerazione: a λ=24 µm il disco di polveri estende per 43" (oltre 330 UA), a λ=70 µm per 70" (543 UA) e a λ=160 µm per 105" (815 UA). Le indagini condotte mostrarono che questi dischi molto estesi sono pressoché circolari e privi di addensamenti di materia, e che sarebbero costituiti da particelle di dimensioni variabili tra 1 e 50 μm.[17] La massa totale delle polveri è stata simata circa 3 × 10−3 volte la massa della Terra.[94] La produzione di tali polveri sarebbe dovuta alle molteplici collisioni che si verificherebbero tra asteroidi di una popolazione analoga a quella presente nella fascia di Kuiper del sistema solare; quindi quello in orbita attorno a Vega sarebbe da considerarsi effettivamente più un disco di detriti che non un disco protoplanetario, come è stato ipotizzato in precedenza.[19] Il confine interno del disco, posto a circa a 11" ± 2" (70–102 UA), è delimitato dalla pressione della radiazione emessa dalla stella, che quindi spinge verso l'esterno i detriti generati nelle collisioni tra gli asteroidi della cintura.

Tuttavia, per spiegare la continua produzione di polveri osservata, il disco avrebbe dovuto possedere una massa iniziale estremamente grande, stimata in centinaia di volte la massa di Giove; un simile valore risulta, ovviamente, spropositato.[17] Per questo motivo si ritiene più probabile che queste polveri siano state prodotte dalla rottura, a seguito di una collisione recente con una cometa o asteroide di dimensioni medio/grandi, di un oggetto di dimensioni paragonabili a quelle di Plutone ad una distanza di circa 90 UA dalla stella.[1] Il disco di polveri sarebbe quindi molto più giovane rispetto all'età della stella, e verrà spazzato via dal vento stellare entro mille anni[1] se non avverranno altre collisioni in grado di rimpiazzare le polveri perse.[17]

Raffigurazione artistica della massiccia collisione che potrebbe aver dato origine all'anello di polveri attorno a Vega. NASA

Le osservazioni condotte nell'infrarosso vicino dal CHARA Array nel 2006 hanno rivelato l'esistenza di una seconda banda di polveri più interna, ad una distanza di circa 5–8 UA dalla stella, la quale lo riscalda sino alla temperatura di 1300°C.[88] Poiché l'intensa pressione di radiazione della stella sarebbe in grado di spazzar via questa struttura in pochi anni, gli astronomi ritengono che all'interno di essa vi sia un alto tasso di produzione di polveri, dovuto ad un intenso bombardamento cometario o meteorico. Un simile bombardamento potrebbe essere spiegato dalla migrazione di uno o più pianeti giganti all'interno del disco maggiore, i quali avrebbero quindi perturbato le orbite degli asteroidi di questa fascia catapultandoli verso le regioni interne.[95] Queste teorie alimentano l'ipotesi che attorno a Vega possa orbitare quindi un vero e proprio sistema planetario.[88]

[modifica] Possibile presenza di pianeti

Immagine in falsi colori ripresa dalla camera SCUBA del JCMT che mostra le strutture del disco di Vega; * indica la posizione della stella, mentre × la probabile posizione e direzione dell'ipotetico pianeta.

Le osservazioni effettuate dal James Clerk Maxwell Telescope (JCMT) nel 1997 hanno rivelato una "regione brillante e allungata" ad una distanza di 70 UA da Vega. Si è ipotizzato che questa struttura potesse essere il risultato di una perturbazione del disco di polveri causata da un pianeta o da un altro oggetto orbitante circondato dalle polveri. Gli astronomi del Joint Astronomy Centre, che gestisce il JCMT, hanno ipotizzato che l'immagine potrebbe mostrare un sistema planetario in formazione.[96] Le ricerche condotte dagli astronomi, sfruttando anche i telescopi Keck, non sono riuscite a rilevare l'eventuale radiazione emessa da possibili pianeti o nane brune in orbita attorno alla stella.[1]

In una pubblicazione del 2002 si è ipotizzato che i particolari agglomerati nel disco potessero essere causati da un pianeta di massa paragonabile a quella di Giove, posto su un'orbita eccentrica; le polveri si sarebbero accumulare in orbite in risonanza con questo ipotetico pianeta.[97] Nel 2003 un'altra ipotesi prevedeva l'esistenza di un pianeta di massa paragonabile a quella di Nettuno, che è migrato da una distanza di 40 UA fino a 65 UA in un periodo di 56 milioni di anni,[18] con un'orbita sufficientemente ampia da non perturbare le regioni interne del sistema e permettere la formazione di pianeti rocciosi vicini alla stella. La migrazione avrebbe richiesto una interazione gravitazione con un secondo pianeta di massa più elevata posto in un'orbita più interna.[98]

Mediante l'utilizzo di un coronografo montato sul telescopio Subaru, nelle Hawaii, nel 2005 gli studiosi sono riusciti ad affinare le stime della dimensioni del probabile pianeta in orbita attorno a Vega, affermando che avrebbe una massa non superiore alle 5–10 masse gioviane.[99] Anche se non è stato ancora osservato direttamente o comunque confermato mediante altri metodi di individuazione un pianeta attorno a Vega, 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 delle orbite dei probabili pianeti sarebbe probabilmente in linea con quella del piano equatoriale della stella.[100]

[modifica] Il cielo visto da Vega

Il cielo come apparirebbe se visto da Vega. Celestia

Un ipotetico osservatore situato su un eventuale pianeta in orbita attorno a Vega vedrebbe il cielo leggermente diverso da quello osservabile sulla Terra: questo perché le distanze dal sistema solare di molte delle stelle più brillanti visibili dal nostro pianeta sono molto diverse rispetto a quelle che le separano da Vega.

Altair dista da Vega 14,8 anni luce,[101] contro i 16,7 che la separano dal Sole;[102] apparirebbe quindi appena più brillante (con una magnitudine apparente pari a 0,49[103]) che vista dalla Terra. Lo stesso discorso vale per Arturo, che dista dall'astro principale della Lira 32 a.l.[101] (contro i 37 che la distanziano dal sistema solare[104]), e quindi appare come un oggetto di magnitudine negativa nel cielo di Vega. Sirio e Procione, rispettivamente prima e ottava stella più brillante del cielo terrestre, distano rispettivamente 33 e 34 a.l. da Vega, il che le farebbe apparire come delle modeste stelle di seconda e terza grandezza.[101]

Un aspetto curioso riguarda come apparirebbe il Sole se osservato da Vega. Com'è noto, Vega è visibile dal sistema solare in direzione di uno dei suoi poli; se l'asse di rotazione di questo ipotetico pianeta fosse perpendicolare al piano orbitale e quindi puntasse nella medesima direzione dell'asse stellare, il Sole apparirebbe come la stella polare.[105] Il Sole apparirebbe comunque come un debole astro di magnitudine 4,2,[103][105] e risulterebbe visibile alle coordinate diametralmente opposte a quelle alle quali Vega risulta visibile da Terra: AR=6h 36m 56,3364s , Dec=−38° 47′ 01,291″, che corrispondono alla regione occidentale della costellazione della Colomba. Non lontano dalla nostra stella risulterebbe visibile Sirio, mentre dalla parte opposta brillerebbe Canopo, che apparirebbe lievemente meno brillante rispetto al cielo terrestre.[105]

[modifica] Nella cultura umana

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[modifica] Note

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  10. ^ La magnitudine assoluta M si ricava dalla magnitudine apparente m e dalla distanza espressa in parsec secondo la relazione:
    \begin{smallmatrix}M\ =\ m + 5 -5 \log d\ =\ 0,03 + 5 - 5 \log 7,76\ =\ 0,58\end{smallmatrix}
    Si veda: R. J. Tayler, The Stars: Their Structure and Evolution, Cambridge University Press, 1994. 16 ISBN 0521458854
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  24. ^ Una declinazione di 39°N equivale ad una distanza angolare dal polo nord celeste di 51°, il che equivale a dire che a nord del 51°N l'oggetto si presenta circumpolare, mentre a sud del 51°S l'oggetto non sorge mai.
  25. ^ Shaaf, op. cit., p. 136
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  44. ^ a b c Shaaf, op. cit., p. 140
  45. ^ Secondo la classificazione stellare, A indica una stella di colore bianco, 0 indica un'elevata temperatura superficiale, mentre V (in numeri romani) indica che la tsella giace sulla sequenza principale.
  46. ^ Per le stelle nei range 1,75<M<2,2, 0,2<Y<0,3 e 0,004<Z<0,01, i modelli stellari prevedono un periodo di permanenza nella sequenza principale di 0,43 · 109  — 1,64 · 109  anni prima dell'espansione in stella gigante. Vega, avendo una massa vicino a 2,2, dovrebbe avere un periodo di tempo all'incirca pari al miliardo di anni. Si ved ain proposito J. G. Mengel, P. Demarque, A. V. Sweigart, P. G. Gross (1979). Stellar evolution from the zero-age main sequence . Astrophysical Journal Supplement Series 40: 733-791. URL consultato il 5-11-2007.
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  54. ^ In realtà, anche il Sole produce energia, seppur per l'1,7%, sfruttando il ciclo CNO, ma risulta poco efficacie per via delle temperature del nucleo solare, troppo basse perché il processo possa avvenire a pieno regime.
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  59. ^ a b c Schaaf, op. cit., p. 144
  60. ^ Per effetto di questa rotazione, dai poli la stella presenta un profilo circolare, mentre dall'equatore ha un profilo ellittico. La sezione trasversale del profilo ellittico è circa l'81% del profilo polare, quindi lungo il piano equatoriale, per via della minor superficie radiante, viene emessa energia inferiore. Inoltre, la minore luminosità equatoriale viene attribuita alla minore temperatura presente all'equatore. Per la legge di Stefan-Boltzmann il flusso di energia all'equatore è pari a:
    \begin{smallmatrix}\left( \frac{T_{eq}}{T_{poli}} \right)^4 = \left( \frac{7.600}{10.000} \right)^4 = 0,33\end{smallmatrix}
    quindi circa il 33% del flusso ai poli
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    \begin{smallmatrix}10^{-0,5}=0,316\end{smallmatrix}
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  75. ^ Il movimento netto è fornito dalla formula:
    \begin{smallmatrix}\mu = \sqrt{ {\mu_\delta}^2 + {\mu_\alpha}^2 \cdot \cos^2 \delta }\ =\ 327,78\ \text{mas/y} \end{smallmatrix}
    dove μα e μδ sono le componenti del movimento lungo l'ascensione retta e la declinazione, rispettivamente, e δ è la declinazione. Si veda S. R. Majewski. Stellar Motions. University of Virginia. URL consultato il 27-09-2007.
  76. ^ U = −10,7 ± 3,5, V = −8,0 ± 2,4, W = −9,7 ± 3,0 km/s. La velocità complessiva è:
    \begin{smallmatrix}v_{\text{sp}} = \sqrt{10,7^2 + 8,0^2 + 9,7^2} = 16,5 \text{km/s}\end{smallmatrix}
  77. ^ Mike Inglis, Observer's Guide to Stellar Evolution: The Birth, Life, and Death of Stars, Springer, 2003. ISBN 1852334657
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  101. ^ a b c Schaaf, op. cit., p. 145
  102. ^ Schaaf, op. cit., p. 194
  103. ^ a b Per il calcolo della magnitudine apparente si è sfruttata la formula
    \begin{smallmatrix} m = M -5 + 5 \log d \end{smallmatrix}
    dove m è la magnitudine apparente, M è la magnitudine assoluta, d è la distanza espressa in parsec.
  104. ^ Schaaf, op. cit., p. 127
  105. ^ a b c Schaaf, op. cit., p. 146

[modifica] Bibliografia

[modifica] Testi generici

Vega nella costellazione della Lira.
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  • (EN) John Gribbin; Mary Gribbin, Stardust: Supernovae and Life—The Cosmic Connection, Yale University Press, 2001. ISBN 0-300-09097-8
  • AA.VV, L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia, Novara, De Agostini, 2002.
  • J. Gribbin, Enciclopedia di astronomia e cosmologia, Milano, Garzanti, 2005. ISBN 88-11-50517-8
  • W. Owen; et al, Atlante illustrato dell'Universo, Milano, Il Viaggiatore, 2006. ISBN 88-365-3679-4
  • J. Lindstrom, Stelle, galassie e misteri cosmici, Trieste, Editoriale Scienza, 2006. ISBN 88-7307-326-3

[modifica] Sulle stelle

  • (EN) Martin Schwarzschild, Structure and Evolution of the Stars, Princeton University Press, 1958. ISBN 0-691-08044-5
  • (EN) Martha Evans Martin; Donald Howard Menzel, The Friendly Stars: How to Locate and Identify Them, Dover, Courier Dover Publications, 1964. pagine 147 ISBN 0486210995
  • R. J. Tayler, The Stars: Their Structure and Evolution, Cambridge University Press, 1994. 16 ISBN 0521458854
  • (EN) David H. Levy; Janet A. Mattei, Observing Variable Stars, 2a ed. Cambridge, Cambridge University Press, 1998. pagine 198 ISBN 0-521-62755-9
  • (EN) Cliff Pickover, The Stars of Heaven, Oxford, Oxford University Press, 2001. ISBN 0-19-514874-6
  • A. De Blasi, Le stelle: nascita, evoluzione e morte, Bologna, CLUEB, 2002. ISBN 88-491-1832-5
  • C. Abbondi, Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle, Sandit, 2007. ISBN 8889150327
  • (EN) Fred Schaaf, The Brightest Stars: Discovering the Universe through the Sky's Most Brilliant Stars, John Wiley & Sons, Incorporated, 2008. pagine 288 ISBN 9780471704102

[modifica] Pubblicazioni scientifiche

[modifica] Carte celesti

  • Tirion, Rappaport, Lovi, Uranometria 2000.0 - Volume II: The Southern Hemisphere to +6°, Richmond, Virginia, USA, Willmann-Bell, inc., 1987. ISBN 0-943396-15-8
  • Tirion, Sinnott, Sky Atlas 2000.0, 2a ed. Cambridge, USA, Cambridge University Press, 1998. ISBN 0-933346-90-5
  • Tirion, The Cambridge Star Atlas 2000.0, 3a ed. Cambridge, USA, Cambridge University Press, 2001. ISBN 0-521-80084-6

[modifica] Voci correlate

[modifica] Voci generiche

La posizione di Vega e della costellazione della Lira rispetto alla Via Lattea.

[modifica] Posizione

[modifica] Voci affini

[modifica] Liste

[modifica] Altri progetti

[modifica] Collegamenti esterni

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