Vega, la quinta stella più brillante del cielo, usata in passato come riferimento standard per la magnitudine zero, ha una forma oblata, dovuta all’alta velocità di rotazione. Questo e altri dati sono stati ricavati da studi basati sull’interferometria, una tecnica che consente di raggiungere un’elevatissima risoluzione angolare, combinando insieme le immagini acquisite da più telescopi.
Una stella oblata#
Alfa Lyrae, la brillantissima Vega, dista $25$ anni luce ($7{,}68$ parsec) dal Sistema Solare. Di un bel colore bianco, appartiene alla classe spettrale A0 e si trova sulla sequenza principale come il Sole. Ben visibile dall’emisfero settentrionale, forma insieme a Deneb e Altair il cosiddetto Triangolo estivo, un asterismo facile da individuare a occhio nudo anche per gli osservatori più inesperti.
Per la sua luminosità e il colore, Vega è stata utilizzata per molto tempo come riferimento standard nella scala logaritmica delle magnitudini, cioè come la stella sulla quale tarare il valore $0$ della scala.
Conosciuta e ammirata fin dall’antichità, è stata studiata nel corso dei secoli con tutti gli strumenti possibili. I progressi più importanti e sorprendenti si sono avuti però solo in anni recenti, quando, grazie all’interferometria, si è scoperto che ruota su se stessa così velocemente da aver acquisito una forma oblata1 e da essere molto vicina a finire disgregata dalla propria stessa forza centrifuga.
I punti più controversi del modello prodotto dagli studi finora pubblicati riguardano il periodo di rotazione di Vega e l’angolo di inclinazione del suo asse. Nel tentativo di trovare valori più precisi per questi due parametri, un gruppo di ricercatori guidato da John D. Monnier dell’Università del Michigan osservò la stella nel 2007 e nel 2012 con l’interferometro CHARA (Center for High Angular Resolution Astronomy), una griglia di sei telescopi con specchio da $1$ metro situati sul Monte Wilson in California.
Il CHARA ha una linea di base lunga fino a $330$ metri, la maggiore al mondo per l’interferometria ottica e nel vicino infrarosso. È in grado di raggiungere una risoluzione fino a $200$ microsecondi d’arco ($0{,}0002''$), superiore a quella del telescopio spaziale Hubble, sia pure limitata a oggetti molto luminosi e vicini: è l’equivalente della capacità di scorgere il disco di una monetina da una distanza di circa $16\,000\,\text{km}$. Solo grazie all’interferometria fu possibile osservare (e misurare) il diametro angolare di Vega, cioè vedere il suo disco, che appare altrimenti solo come un brillante punto luminoso, se visto da qualsiasi altro telescopio che non usi questa particolare tecnica.
Vista polare e oscuramento gravitazionale#
L’immagine della stella ricostruita dall’interferometro CHARA mostra un disco pressoché circolare, perché il caso vuole che l’asse di rotazione di Vega sia quasi allineato con il nostro punto di osservazione. Dalla Terra guardiamo insomma uno dei poli di Vega. Se la nostra visuale fosse centrata invece sull’equatore, il contorno della stella ci apparirebbe come un’ellisse, perché Vega è appunto una stella oblata, il cui diametro equatoriale è nettamente maggiore del diametro polare.
La deformazione si desume dall’oscuramento gravitazionale dei bordi del disco stellare. Vega, infatti, emette più luce dai poli che dall’equatore. Ciò dipende dal fatto che la rapidissima rotazione fa espandere la stella all’equatore. La materia in questa regione è perciò meno densa: subisce una minore attrazione gravitazionale rispetto ai poli ed è meno calda. Di conseguenza, il bordo di Vega, che corrisponde alla circonferenza equatoriale osservata da uno dei poli, ci appare meno luminoso del centro del disco stellare, coincidente col polo osservato dalla Terra, dove invece la materia è più compressa e più calda.
Temperatura e velocità di rotazione#
Secondo uno studio pubblicato alla fine del 2012, basato sulle osservazioni del CHARA, la differenza di temperatura tra i poli e l’equatore di Vega è di oltre $1\,000$ gradi: $10\,070\,\text{K}$ ai poli, $8\,910\,\text{K}$ all’equatore. La temperatura efficace media per l’intera superficie stellare è di $9\,360\,\text{K}$: circa $3\,600$ gradi in più della fotosfera solare.
Dai dati acquisiti dal CHARA emerge un altro risultato importante: la rotazione di Vega, pur rapidissima, è meno vicina al punto di rottura di quanto si pensasse. Studi interferometrici precedenti avevano infatti calcolato che il rapporto tra la velocità di rotazione e la velocità di rottura fosse intorno a $0{,}90$, o forse addirittura $0{,}93$, un valore che avrebbe posto Vega quasi sull’orlo della disgregazione centrifuga. Vega ruotava cioè, secondo questi ricercatori, intorno al $90–93\%$ della velocità di rottura, una soglia superata la quale la forza centrifuga generata dalla rotazione ha la meglio sulla forza con cui la gravità tiene vincolata la materia stellare2.
Monnier e colleghi calcolarono invece un valore più “rilassato” di $0{,}77 \pm 0{,}05$, in base al quale Vega ruota su se stessa, all’altezza dell’equatore, a circa $195\,\text{km}/\text{s}$: una velocità abbastanza lontana dal punto di rottura, ma comunque enormemente maggiore di quella del Sole, che è di poco meno di $2\,\text{km}/\text{s}$. Una rotazione completa di Vega dura poco più di $17$ ore: un’inezia, rispetto agli oltre $25$ giorni terrestri necessari per una rotazione completa del Sole.
L’età di Vega#
Il ricalcolo della velocità di rotazione impose anche di ridefinire l’età di Vega. I modelli di evoluzione stellare mostrano infatti che la velocità di rotazione delle stelle varia in funzione dell’età: più una stella è giovane, più la sua rotazione è veloce. Secondo i modelli evolutivi adottati nello studio di Monnier e colleghi, la velocità di Vega suggerisce un’età di $700$ milioni di anni, cioè oltre $200$ milioni di anni in più rispetto alle precedenti stime. La differenza non è di poco conto. Vega è infatti oltre due volte più massiccia del Sole. Ciò significa che brucerà il suo combustibile nucleare circa $10$ volte più rapidamente della nostra stella. Quindi, a $700$ milioni di anni, Vega è già ben oltre la metà della sua permanenza sulla sequenza principale, mentre il Sole, a $4,6$ miliardi di anni di età, non è giunto neppure alla metà del suo cammino.
I parametri stellari proposti dal gruppo di Monnier per Vega sono riportati integralmente nella tabella più sotto: dall’angolo di inclinazione alla luminosità bolometrica, fino ai raggi polare ed equatoriale, che misurano insieme quanto la stella sia effettivamente “schiacciata” dalla propria rotazione. Tradotto in chilometri, il raggio equatoriale di Vega misura $1\,896\,000\,\text{km}$ ed è ben $214\,000\,\text{km}$ più lungo del raggio polare. Una differenza enorme rispetto al Sole, che appare, per contrasto, come una sfera quasi perfetta (superato in ciò, tuttavia, dalla stella KIC 11145123, che è l’oggetto naturale più sferico attualmente noto).
Parametri stellari#
I dati riportati nella tabella, tratti dal già citato studio di J. D. Monnier et al. sono basati su due diversi modelli in cui la variabile è $\beta$, che indica il coefficiente di oscuramento gravitazionale di Vega. Il terzo modello riporta l’elenco dei valori ricavati a partire da dati riportati da precedenti autori relativi alla velocità e al periodo di rotazione.
| Parametro | Modello 1 | Modello 2 | Modello 3 (concordanza) |
|---|---|---|---|
| Inclinazione (°) | $4{,}5 \pm 1{,}3$ | $4{,}0 \pm 1{,}5$ | $6{,}2 \pm 0{,}4$ |
| Angolo di posizione del polo (Est da Nord, °) | $-57 \pm 7$ | $-57 \pm 6$ | $-58 \pm 6$ |
| Temperatura polare $T_{\text{pol}}$ ($\text{K}$) | $10\,120 \pm 140$ | $10\,130 \pm 140$ | $10\,070 \pm 90$ |
| Raggio polare $R_{\text{pol}}$ ($R_\odot$) | $2{,}42 \pm 0{,}05$ | $2{,}31 \pm 0{,}06$ | $2{,}418 \pm 0{,}012$ |
| Raggio polare $R_{\text{pol}}$ ($\text{mas}$) | $1{,}47 \pm 0{,}03$ | $1{,}40 \pm 0{,}04$ | $1{,}465 \pm 0{,}007$ |
| Rapporto tra velocità di rotazione e velocità critica $\omega/\omega_{\text{crit}}$ | $0{,}77 \pm 0{,}05$ | $0{,}86 \pm 0{,}04$ | $0{,}774 \pm 0{,}012$ |
| $\beta$ | $0{,}25\ \text{(fisso)}$ | $0{,}19\ \text{(fisso)}$ | $0{,}231 \pm 0{,}028$ |
Parametri derivati#
| Parametro | Modello 1 | Modello 2 | Modello 3 (concordanza) |
|---|---|---|---|
| Temperatura equatoriale $T_{\text{eq}}$ ($\text{K}$) | $8\,870 \pm 200$ | $8\,740 \pm 190$ | $8\,910 \pm 130$ |
| Raggio equatoriale $R_{\text{eq}}$ ($R_\odot$) | $2{,}726 \pm 0{,}007$ | $2{,}728 \pm 0{,}007$ | $2{,}726 \pm 0{,}006$ |
| Raggio equatoriale $R_{\text{eq}}$ ($\text{mas}$) | $1{,}651 \pm 0{,}004$ | $1{,}652 \pm 0{,}004$ | $1{,}651 \pm 0{,}004$ |
| $v/v_{\text{crit}}$ | $0{,}58 \pm 0{,}05$ | $0{,}68 \pm 0{,}05$ | $0{,}581 \pm 0{,}012$ |
| Luminosità bolometrica $L_{\text{bol}}$ ($L_\odot$) | $47{,}1 \pm 2{,}7$ | $44{,}8 \pm 2{,}6$ | $47{,}2 \pm 2{,}0$ |
| Luminosità apparente $L_{\text{app}}$ ($L_\odot$) | $58{,}8 \pm 2{,}7$ | $58{,}8 \pm 2{,}7$ | $58{,}4 \pm 2{,}2$ |
| Temperatura efficace apparente $T^{\text{eff}}_{\text{app}}$ ($\text{K}$)3 | $9\,680 \pm 110$ | $9\,670 \pm 110$ | $9\,660 \pm 90$ |
| $T_{\text{eff}}$ media di superficie ($\text{K}$) | $9\,350 \pm 110$ | $9\,310 \pm 110$ | $9\,360 \pm 90$ |
| $v \sin i$ ($\text{km}/\text{s}$) | $15{,}1 \pm 3{,}6$ | $16{,}2 \pm 4{,}8$ | $21{,}3 \pm 1{,}2$ |
| Periodo di rotazione (giorni) | $0{,}71 \pm 0{,}07$ | $0{,}59 \pm 0{,}06$ | $0{,}71 \pm 0{,}02$ |
| Magnitudine $V$ del modello | $0{,}032 \pm 0{,}028$ | $0{,}032 \pm 0{,}028$ | $0{,}035 \pm 0{,}023$ |
| Magnitudine $H$ del modello | $0{,}029 \pm 0{,}013$ | $0{,}030 \pm 0{,}013$ | $0{,}031 \pm 0{,}011$ |
Dai dati elaborati, gli autori ricavarono anche la massa più probabile di Vega, cioè $2{,}15\ (+0{,}10\ /\,-0{,}15)\,M_\odot$, e la sua età: $700\ (+150\ /\, -75)$ milioni di anni.
La ricerca di pianeti#
Osservazioni nell’infrarosso compiute con diversi telescopi hanno mostrato che Vega è circondata da un sottile disco di polveri che si estende per centinaia di unità astronomiche. La causa più probabile della formazione di tali polveri è la distruzione di qualche asteroide o cometa in seguito a collisioni con altri corpi.
Nel corso degli anni sono state compiute molte ricerche per individuare pianeti in orbita intorno a Vega, con tecniche diverse e a distanze diverse dalla stella.
Un decennio di monitoraggio della velocità radiale ha fatto emergere un segnale intrigante, anche se tutt’altro che confermato: un possibile pianeta con un periodo orbitale di appena $2{,}43$ giorni, su un’orbita molto più stretta di quella di Mercurio intorno al Sole (potenzialmente appena $0{,}05\,\text{au}$). La massa minima ricavabile dal segnale è di circa $20$ masse terrestri, più o meno come Nettuno, con una temperatura superficiale stimata attorno ai $3\,250\, \text{K}$.
Qui, però, entra di nuovo in gioco l’orientamento quasi polare di Vega: la velocità radiale misura solo la componente della massa proiettata lungo la nostra visuale. Se l’orbita del pianeta fosse allineata con l’equatore della stella (come avviene di norma per i pianeti nati dallo stesso disco protoplanetario) la sua massa reale dovrebbe essere molto maggiore di quella minima per produrre il segnale osservato. Si tratterebbe probabilmente di un pianeta di massa gioviana. Gli stessi autori dello studio invitano comunque alla cautela: per ora si tratta solo di un candidato, non di un pianeta confermato4.
Per le orbite più ampie, il quadro tracciato dalle osservazioni più recenti è invece più netto. Le immagini del disco di detriti ottenute nel 2024 con lo strumento MIRI del James Webb Space Telescope non mostrano segni della presenza di un pianeta massiccio (tipo Saturno) oltre le $10$ unità astronomiche dalla stella; il disco rivela invece una struttura complessa e sorprendentemente simmetrica, con un anello esterno simile alla fascia di Kuiper tra $80$ e $170$ unità astronomiche e un “avvallamento” a circa $60$ unità astronomiche che potrebbe essere stato scavato da un pianeta di massa molto più modesta, inferiore a $6$ masse terrestri.
Una seconda ricerca, condotta nello stesso anno sempre con il JWST usando la coronografia dello strumento NIRCam, non ha individuato alcun possibile candidato pianeta e ha posto limiti ancora più stringenti: meno di $3$ masse gioviane entro $7{,}7$ unità astronomiche dalla stella, $2$ masse gioviane a $15$ unità astronomiche, appena $0{,}5$ masse gioviane oltre le $38$ unità astronomiche.
In sintesi, non possiamo escludere che Vega possieda un sistema planetario, ma i dati più recenti suggeriscono che, alle distanze più ampie, sia composto da corpi ben più piccoli di quanto ipotizzato in passato, mentre più vicino alla stella resta aperta, e tutta da confermare, la possibilità di un pianeta singolo in orbita molto ravvicinata.
Quel che è certo è che, con una luminosità oltre $47$ volte maggiore di quella solare, Vega trasformerebbe in un inferno inabitabile qualsiasi pianeta situato entro una distanza corrispondente al raggio del sistema solare interno. Per avere un’irradiazione paragonabile a quella che la Terra riceve dal Sole, un pianeta orbitante intorno a Vega dovrebbe trovarsi a quasi $7$ unità astronomiche dalla stella, cioè a circa $1$ miliardo di $\text{km}$ di distanza (più o meno a metà strada tra Giove e Saturno, prendendo come riferimento il Sistema Solare).
La prima stella fotografata dopo il Sole#
Per concludere questi cenni su Vega, è interessante ricordare che fu la prima stella, dopo il Sole, a essere immortalata fotograficamente: nella notte tra il 16 e 17 luglio 1850, William Bond e John Adams Whipple realizzarono un dagherrotipo5, riprendendo Vega con il telescopio rifrattore dello Harvard College Observatory. Vega fu anche la prima stella, a parte il Sole, di cui fu acquisita un’immagine dello spettro, ad opera di Henry Draper nell’agosto del 1872. In quello spettro apparivano righe di assorbimento analoghe a quelle visibili nello spettro solare.
Un’altra particolarità curiosa di Vega è che, intorno a $14\,000$ anni fa, era la stella che indicava il Polo Nord celeste in luogo di Polaris. E tornerà a occupare nuovamente quella posizione fra circa $12\,000$ anni. Le stelle che sono allineate con l’asse di rotazione della Terra, cioè le stelle che indicano i poli celesti, cambiano infatti col tempo. Ciò è una conseguenza della cosiddetta precessione degli equinozi, una lenta peregrinazione dell’asse terrestre lungo una traiettoria pressappoco circolare, che si ripete ogni $26\,000$ anni circa.
Una stella oblata è dilatata all’equatore e schiacciata ai poli: una deformazione causata dalla velocità di rotazione. ↩︎
In astrofisica, la velocità di rottura (o velocità critica) è la velocità di rotazione alla quale la forza centrifuga all’equatore eguaglia la forza di gravità. Si tratta di una soglia teorica: una stella che la raggiungesse non si “spezzerebbe” come un oggetto solido (non lo è), ma la sua atmosfera equatoriale verrebbe proiettata verso l’esterno, dando origine a un disco di materiale in espansione. In pratica, la stella inizierebbe a perdere massa in modo significativo, fino a disgregarsi completamente se la rotazione superasse stabilmente il limite critico. ↩︎
Sia la temperatura efficace apparente ($T^{\text{eff}}_{\text{app}}$) sia la luminosità apparente ($L_{\text{app}}$) risultano più alte dei rispettivi valori medi di superficie e bolometrico perché, osservando Vega quasi esattamente da uno dei poli, riceviamo luce prevalentemente dalle regioni polari, più calde e luminose. L’equatore, raffreddato e oscurato dall’oscuramento gravitazionale, contribuisce in misura minore alla radiazione che intercettiamo qui sulla Terra. ↩︎
Il segnale registrato analizzando le variazioni della velocità radiale di Vega è compatibile con la presenza di un corpo orbitante, ma potrebbe anche essere prodotto da fenomeni presenti sulla superficie stellare o da altre sorgenti di rumore e di variabilità. Per questo gli autori lo definiscono un candidato e non un pianeta confermato: la probabilità di falso allarme formale è inferiore all’$1\%$, ma il segnale non è stato ancora verificato mediante un’osservazione indipendente o una diversa tecnica di rivelazione, come il transito. ↩︎
Un sistema pionieristico di fotografia. ↩︎