Alpha Lyrae - Définition

Propriétés physiques

Véga est de type spectral A0V : c'est une étoile blanche teintée de bleu de la séquence principale, c'est-à-dire dont l'hydrogène du noyau est transformé en hélium par fusion nucléaire. Véga est une étoile plus massive que le Soleil et ne passera qu'un milliard d'années sur la séquence principale, soit un dixième du Soleil. L'âge de l'étoile est compris entre 386 et 511 millions d'années, soit environ la moitié de sa durée de vie sur la séquence principale. Après avoir quitté la séquence principale, Véga deviendra une géante rouge de type M puis une naine blanche. À l'heure actuelle, Véga a une masse plus de deux fois supérieure à celle du Soleil et sa luminosité est environ 37 fois celle du Soleil. Véga pourrait être une étoile variable de type Delta Scuti dont la période serait de 0,107 jours.

La plus grand partie de l'énergie produite par le noyau de Véga est due au cycle CNO, une réaction de fusion nucléaire qui convertit l'hydrogène en hélium en utilisant comme catalyseur des noyaux carbone, azote et oxygène. Cette réaction se produit principalement qu'à partir de 16×10⁶ K, température plus élevée que celle du noyau du Soleil. Son rendement énergétique est identique que dans la chaîne proton-proton, car les réactifs et les produits finaux sont identiques, mais le cycle CNO dépend bien plus fortement de la température. Dans le cas de l'étoile Véga, il y a une zone convective autour du noyau qui permet d'évacuer les produits de la réaction. La couche externe est en équilibre radiatif.

Au contraire, dans le Soleil, la zone radiative est autour du noyau tandis que la couche externe est convective.

Le flux d'énergie de Véga a été précisément mesuré en comparaison de sources de lumière standard. À 548,0 nm, le flux est de 3 650 Jy avec une marge d'erreur de 2 %. Le spectre visible de Véga est dominé par les raies d'absorption de l'hydrogène et plus particulièrement les raies de la série de Balmer. Les raies d'autres éléments ont une intensité relativement faible, la plus forte correspondant au magnésium, au fer et au chrome ionisés. Véga émet peu dans le domaine des rayons X, ce qui prouve que la couronne de l'étoile doit être très faible ou absente.

Rotation

Le rayon de Véga fut mesuré avec grande précision par interférométrie. Il a été estimé à 2,73 ± 0,01 fois le rayon solaire. Il est 60 % plus élevé que celui de Sirius, alors que les modèles stellaires indiquaient qu'il ne devrait être que 12 % plus grand. Cette différence est due au fait que Véga est une étoile en rotation rapide qui est vue dans la direction de son axe de rotation, l'écart entre rayon équatorial et rayon polaire étant important. Des observations par l'interféromètre CHARA en juin 2005 ont permis de confirmer cette hypothèse.

Comparaison entre la taille de Véga (gauche) et du Soleil (droite).

L'axe de rotation de Véga est incliné de moins de 5° par rapport à la ligne de visée. Son équateur est en rotation à une vitesse de 274 km/s, soit à peine 7 % de moins que la vitesse à laquelle elle perdrait de la masse par son bourrelet équatorial du fait de la force centrifuge. Sa période de rotation est d'environ 12,5 heures. Sa rotation rapide est à l'origine de la protubérance équatoriale de l'étoile. Le rayon à l'équateur (2,78 ± 0,02  rayon solaire) est 23 % plus grand que le rayon polaire (2,26 ± 0,02  rayon solaire). Depuis la Terre, cette protubérance est vue dans la direction des pôles, ce qui conduit à l'estimation supérieure du rayon.

Du fait de la rotation, la gravité de surface est plus intense aux pôles qu'à l'équateur de l'étoile. D'après le théorème de von Zeipel, sa luminosité est donc localement plus élevée aux pôles. Cette différence se traduit par une variation de la température effective de l'étoile : la température est proche de 10 000 K aux pôles contre 7 600 K à l'équateur. En conséquence, si Véga était vue depuis le plan de son équateur, elle présenterait une luminosité qui serait la moitié de celle vue dans l'axe des pôles. Cette importante différence de température entre les pôles et l'équateur produit un fort effet d'écrantage gravitationnel (gravity darkening). Vus depuis les pôles, ces résultats produisent une limbe de plus faible intensité (plus sombre) que celle d'une étoile présentant une symétrie sphérique. Le gradient de température pourrait également signifier que Véga a une zone de convection autour de l'équateur, tandis que le reste de l'atmosphère est probablement exclusivement en équilibre radiatif.

Véga a pendant longtemps été utilisée afin de calibrer les télescopes. La découverte de sa rapide rotation pourrait mettre en cause certaines hypothèses valables uniquement si l'étoile a une symétrie sphérique. L'angle de vue et la rotation de l'étoile étant désormais beaucoup mieux connus, il est désormais possible d'améliorer la calibration des instruments.

Abondance métallique

Les astronomes désignent sous le terme métal tout élément de masse atomique plus grande que celle de l'hélium. La métallicité de la photosphère de Véga est de −0,5 : c'est-à-dire que son abondance en métaux est de seulement de 32 % celle de l'atmosphère du Soleil. À titre de comparaison, Sirius, une étoile similaire à Véga a une abondance métallique 3 fois supérieure au Soleil. Le Soleil a une proportion d'éléments plus lourds que l'hélium d'environ Z_Sol = 0,0172 ± 0,002. : cette proportion est donc de 0,55 % (Z_Véga = 0,0055) dans la photosphère de Véga.

La métallicité de Véga est inhabituellement faible : Véga est une étoile de type Lambda Bootis. Cependant, la raison de l'existence d'étoiles chimiquement particulières de type A0-F0 est incertaine. Cette anomalie pourrait être due à un phénomène diffusif ou à une perte de masse, bien que des modèles stellaires montrent que cela ne devrait se produire que vers la fin de la combustion de l'hydrogène par l'étoile. Une autre hypothèse est que l'étoile se soit formée à partir d'un milieu interstellaire inhabituellement pauvre en métaux.

Le rapport de la quantité d'hélium sur celle d'hydrogène est de 0,030 ± 0,005 pour Véga, soit environ 40 % plus faible que pour le Soleil. Cette différence pourrait être due à l'absence de zone de convection de l'hélium près de la surface. Les transferts d'énergie s'effectuent par un processus radiatif, qui serait à l'origine de la faible abondance par l'intermédiaire de phénomènes diffusifs.

Mouvement

Position de Véga dans la constellation de la Lyre.

La vitesse radiale de Véga est la composante de la vitesse de l'étoile le long de la ligne de visée. Cette vitesse est mesurée par effet Doppler : elle est de −13,9 ± 0,9 km/s, la valeur négative indiquant que l'étoile se rapproche du Soleil.

Le mouvement transverse de Véga (par rapport à la ligne de visée) modifie la position de l'étoile par rapport aux étoiles plus distantes. Une mesure précise du mouvement de l'étoile par rapport à ces dernières permet de mesurer son mouvement angulaire appelé mouvement propre. Le mouvement propre de Véga est de 202,03 ± 0,63 milli-arcsecondes (mas) par an d'ascension droite et 287,47±0,54 mas/an de déclinaison. Le mouvement propre total de Véga est donc de 327,78 mas/an, ce qui correspond à un mouvement angulaire d'un degré tous les 11 000 ans.

Dans le système de coordonnées galactiques, les composantes de la vitesse de Véga sont U=−13,9±0,9 ; V=−6,3±0,8 et W=−7,7±0,3, soit une vitesse spatiale de 17 km/s. La composante radiale de la vitesse (dans la direction du Soleil) est de −13,9 km/s, tandis que la vitesse transverse est de 9,9 km/s. Bien que Véga ne soit à présent que la 5^e étoile la plus brillante, la magnitude apparente de l'étoile augmentera lors des prochains millénaires car elle s'approche du Soleil.

Véga sera l'étoile la plus brillante du ciel dans environ 210 000 ans, atteindra une magnitude maximale de –0,81 dans environ 290 000 ans et sera l'étoile la plus brillante du ciel durant environ 270 000 ans.

La cinématique de l'étoile laisse supposer qu'elle appartient à l'association stellaire appelée Courant d'étoiles de Castor. Ce groupe contient à l'heure actuelle 16 étoiles, parmi lesquelles Alpha Librae, Alpha Cephei, Castor, Fomalhaut et Véga. Tous les membres de ce groupe se déplacent presque parallèlement et ont des vitesses spatiales similaires. Tous les membres d'un groupe ont une même origine, un amas ouvert qui n'est plus gravitationnellement lié. L'âge estimé du groupe est de 200 ± 100 millions d'années et leur vitesse moyenne est de 16,5 km/s.

Champ magnétique

Des observations spectropolarimétriques, réalisées à l'observatoire du Pic du Midi de Bigorre, ont permis la détection du champ magnétique de Véga. Il s'agit de la première détection d'un tel champ sur une étoile de type spectral A qui ne soit pas chimiquement particulière, ce qui fait de Véga le prototype d'une nouvelle classe d'étoiles magnétiques. Ce champ a une valeur moyenne de −0.6 ± 0.3 G., ce qui est comparable à la force moyenne du champ magnétique solaire à grande échelle (lui-même environ 1000 fois plus faible que le champ magnétique mesuré localement dans les taches solaires).