Alpha Lyrae - Définition
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Système stellaire
Émissions infrarouges
Un des premiers résultats du Infrared Astronomy Satellite (IRAS) fut la découverte d'une anomalie dans le flux infrarouge provenant de Véga : le flux est supérieur à celui attendu pour une étoile seule. Cette différence fut identifiée aux longueurs d'onde de 25, 60 et 100 μm et est due à une zone d'un rayon angulaire de 10 arcsecondes (10″) centrée sur l'étoile. Compte tenu de la distance de Véga, la zone a un rayon de 80 unités astronomiques. Il fut suggéré que les radiations étaient issues de particules d'une taille de l'ordre du millimètre en orbite autour de Véga ; toute particule de taille inférieure devrait être éjectée du système par la pression de radiation ou attirée par l'étoile par l'effet Poynting-Robertson. Ce dernier effet est une conséquence de la pression de radiation qui crée une force opposée au mouvement orbital d'une particule de poussière, engendrant sa chute vers l'étoile. Cet effet est plus prononcé pour les petites particules proches de l'étoile.
Des mesures ultérieures de Véga à la longueur d'onde de 193 μm trouvèrent un flux plus faible qu'attendu en cas de présence de particules de l'ordre du millimètre, suggérant que leur taille devrait être inférieure ou égale à 100 μm. La présence de particules de cette taille n'est possible que si une source alimente continuellement le disque. Un des mécanismes possibles d'alimentation serait un disque de corps en train de former une planète. Les modèles théoriques de distribution de poussières indiquent que le disque autour de Véga est circulaire, d'un rayon de 120 ua. De plus, il y aurait un trou de rayon supérieur à 80 ua au centre du disque.
Suite à la découverte de cet excès de radiations infrarouges provenant de la région autour de Véga, des études ont permis d'observer d'autres étoiles présentant le même type d'anomalie due à des émissions issues de poussières. En 2002, environ 400 étoiles de ce type ont été identifiées. Elles sont appelées étoiles similaires à Véga (en anglais Vega-like ou Vega-excess stars). Ces étoiles pourraient permettre d'améliorer la compréhension de l'origine du système solaire.
Disque de débris
En 2005, le télescope spatial Spitzer prit des photos infrarouges de haute résolution du nuage de poussières entourant Véga. Sa taille angulaire varie en fonction de la longueur d'onde d'observation : 43& secondes d'arc (soit une extension de 330 unités astronomiques étant donné la distance de Vega à la Terre) à une longueur d'onde de 24 µm, 70″ (543 ua) à 70 µm et 105″(815 ua) à 160 µm. Ces larges disques sont circulaires et ne présentent pas d'agrégats de poussière, les particules ayant une taille comprise entre 1 et 50 µm. La masse totale de ce nuage est de 3×10-3 fois la masse de la Terre. La production de poussière est nécessairement due à des collisions entre astéroïdes d'une population équivalent à la ceinture de Kuiper du système solaire. Cette poussière serait plus probablement due à un disque de débris autour de Vega, plutôt qu'à un disque protoplanétaire comme il fut envisagé initialement.
La frontière intérieure du disque de débris serait de 11″±2″, soit 70–102 ua. Le disque de poussière est produit par la pression de radiation de Véga qui repousse vers l'extérieur du système les poussières créées par les collisions de gros objets. Cependant, la production continue de la quantité de poussière observée autour de Véga durant l'intégralité de la durée de vie de l'étoile nécessiterait une masse initiale énorme estimée à plusieurs centaines de fois la masse jovienne. Ainsi, il est plus probable qu'il ait été produit par la fragmentation récente de comètes ou d'un astéroïde de masse moyenne ou grande, qui s'est ensuite fragmenté au fur et à mesure des collisions entre les plus petits morceaux et d'autres corps. Le disque de poussière serait relativement jeune par rapport à l'âge de l'étoile et il devrait disparaître en l'absence de nouvelles collisions qui produiraient davantage de poussières.
Les observations effectuées avec le télescope CHARA du Mont Wilson en 2006 ont trouvé des preuves d'existence dans un anneau intérieur de poussières autour de Véga. D'un rayon extérieur de 8 ua de l'étoile, cette poussière pourrait être la preuve des perturbations dynamiques existant au sein du système. Cela pourrait être dû à un intense bombardement cométaire ou météoritique et pourrait être une preuve de l'existence d'un système planétaire.
Hypothèse d'un système planétaire
Des observations du télescope James Clerk Maxwell de 1997 ont montré une région centrale brillante élongée qui atteint un maximum d'intensité à 9″ (70 UA) au nord-est de Véga. Cette perturbation serait due soit à une perturbation du disque de poussières par une planète extrasolaire, soit à un objet en orbite entouré de poussière. Cependant, des images des télescopes Keck ont exclu la présence d'un compagnon de magnitude supérieure ou égale à 16, ce qui correspondrait à un corps de masse supérieure à 12 fois la masse jovienne. Les astronomes du Joint Astronomy Centre à Hawaii et à UCLA ont suggéré que l'image indique la présence d'un système planétaire en formation.
Déterminer la nature de la planète est difficile. Un article de 2002 émet l'hypothèse que ces accumulations de poussières sont causées par une planète de masse similaire à Jupiter sur une orbite excentrique. La poussière se concentrerait sur des orbites en résonance dite de « mouvement moyen » avec cette planète.
En 2003, il fut suggéré que ces accumulations seraient causées par une planète de masse similaire à Neptune migrant de 40 à 65 UA sur une période de 56 millions d'années. Cette orbite serait suffisamment grande pour permettre la formation de planètes telluriques proches de Véga. La migration de cette planète ne serait possible qu'en cas d'interactions gravitationnelles avec une seconde planète plus massive située sur une orbite plus rapprochée.
En utilisant un coronographe sur le télescope Subaru à Hawaii en 2005, les astronomes furent capables de restreindre les planètes possibles autour de Véga à celles de masse inférieure à 5 à 10 fois la masse jovienne. Bien qu'aucune planète n'ait encore été observée autour de Véga, leur présence ne peut être exclue. Il pourrait y avoir des petites planètes telluriques en orbite proche autour de Véga. L'inclinaison des orbites planétaires autour de Véga est probablement très proche de celle du plan équatorial de l'étoile. Pour un observateur situé sur une hypothétique planète autour de Véga, le Soleil apparaîtrait comme une étoile terne de magnitude 4,3 dans la constellation de la Colombe.
