Рассказ о звезде вега

Летом и осенью, на ночном небосклоне, в северном полушарии небесной сферы можно различить так называемый Большой Летний Треугольник. Это один из самых известных астеризмов. В верхней точке Треугольника находится Вега — звезда ярко-голубого цвета, являющаяся главной в созвездии Лиры.

История 

Название Вега переводится с арабского языка как «падающий орел». Другое ее название Alpha Lyrae (α Lyrae / α Lyr) – это официальное название, упоминаемое в научной литературе. По яркости для жителей России Вега третья звезда после Сириуса и Арктура. Расстояние от Солнца до Веги составляет 25,3 световых года, что считается относительно близко.

Как Вега помогла астрономам

Вега сыграла важнейшую роль в развитии астрофизики. Она послужила отправной точкой для разработки фотометрической системы определения цвета и блеска звезд UVB. То есть ее блеск был принят за 0 (точку отсчета).

Это первая сфотографированная звезда после Солнца, а также одна из первых, расстояние до которой было определено методом параллакса. И, интересный факт, в XII веке до н.э. она являлась Полярной звездой (звездой указывающий на Северный полюс) и снова ее будет через 12 000 лет!

Некоторые свойства Веги

Звезда Вега — спектрального класса A0V, то есть белая звезда главной последовательности. Это означает, что источником энергии для нее является реакция термоядерного синтеза гелия из водорода. Вега тяжелее Солнца более чем в 2 раза, а ее светимость в 37 раз больше солнечной. Из-за большой массы это голубое солнце просуществует в виде белой звезды 1 миллиард лет, или 1/10 жизни Солнца. Возраст Веги равен 386-510 миллионов лет, и сейчас она находится в середине своей жизни, как и наше Солнце. Затем она превратится в красного гиганта М типа, и впоследствии станет белым карликом.

Параметры

Ее радиус был измерен и составил 2,73 ± 0,01 радиуса Солнца, однако этот факт противоречил теоретическим расчетам размера звезды. Объяснение этому лежит, вероятно, в скорости вращения объекта, этот факт был подтвержден наблюдениями в 2005 году. Действительно Вега вращается так быстро, что форма ее представляет собой эллипс. Скорость вращения Веги достигает 274 км/сек. Ее экваториальный диаметр на 23% больше полярного.

В астрономии любой элемент тяжелее гелия называется металлом, в составе Веги таких металлов мало, всего 32% от такого же солнечного показателя.

Причина этого до сих пор неясна. Скорость движения звезд относительно Земли вычисляется с помощью смещения их спектра. Если цвет смещается в сторону красной части спектра, то небесный объект удаляется от Земли. Для Веги это смещение составляет − 13,9 ± 0,9 км/с, знак минуса означает, что «падающий орел» приближается к нам.

Движение

Также звезда имеет собственную скорость движения. Оно равно 202,03 ±0,63 миллисекунды дуги по прямому восхождению и 278,47 ±0,54 миллисекунд дуги по склонению. По небесной сфере на 1 градус Вега перемещается за 11 000 лет. Относительно соседних звезд голубая звезда движется приблизительно с такой же скоростью, как и Солнце, или 19 км/сек.

Астрономы изучили и другие звезды похожие на Вегу, в результате она была причислена к группе Кастора. К этой группе относится 16 звезд, в пространстве они движутся параллельно друг другу с равными скоростями. Догадка ученых состоит в том, что звездные объекты этой группы сформировались в одно время и в одном месте, но потом стали гравитационно-независимыми.

В настоящее время изучается вопрос о наличии у Веги экзопланеты (или экзопланет), а также планет земной группы. Но пока вопрос остается открытым. На данный момент, вокруг Веги обнаружен лишь пылевой диск.

Путешествие к Веге

Мифическая роль голубого солнца

Благодаря своей яркости, Вега, несомненно, привлекала внимание многих людей с самых древних времен. Поэтому-то она является героиней мифов и легенд разных народов мира.

Китайцы, например, верили, что земное воплощение Альтаира, молодой человек по имени Ню-Лан по совету своего старого вола отправляется к Серебряной реке, где находит девушку по имени Чжи-нюй (Вегу), внучку Тян-ди (небесного правителя) и женится на ней. У них рождается сын и дочь (β и γ Орла), но небесный правитель забрал свою дочь, Чжи-нюй на небо, а супругам разрешил видеться 1 раз в год. Этот день, 7-е число 7-й луны, у китайцев считается днем встречи влюбленных.

Коротко о Веге

Список самых ярких звёзд

№	Название	Расстояние, св. лет	Видимая величина	Абсолютная величина	Спектральный класс	Небесное полушарие
0	Солнце	0,0000158	−26,72	4,8	G2V
1	Сириус (α Большого Пса)	8,6	−1,46	1,4	A1Vm	Южное
2	Канопус (α Киля)	310	−0,72	−5,53	A9II	Южное
3	Толиман (α Центавра)	4,3	−0,27	4,06	G2V+K1V	Южное
4	Арктур (α Волопаса)	34	−0,04	−0,3	K1.5IIIp	Северное
5	Вега (α Лиры)	25	0,03 (перем)	0,6	A0Va	Северное
6	Капелла (α Возничего)	41	0,08	−0,5	G6III + G2III	Северное
7	Ригель (β Ориона)	~870	0,12 (перем)	−7	B8Iae	Южное
8	Процион (α Малого Пса)	11,4	0,38	2,6	F5IV-V	Северное
9	Ахернар (α Эридана)	69	0,46	−1,3	B3Vnp	Южное
10	Бетельгейзе (α Ориона)	~530	0,50 (перем)	−5,14	M2Iab	Северное
11	Хадар (β Центавра)	~400	0,61 (перем)	−4,4	B1III	Южное
12	Альтаир (α Орла)	16	0,77	2,3	A7Vn	Северное
13	Акрукс (α Южного Креста)	~330	0,79	−4,6	B0.5Iv + B1Vn	Южное
14	Альдебаран (α Тельца)	60	0,85 (перем)	−0,3	K5III	Северное
15	Антарес (α Скорпиона)	~610	0,96 (перем)	−5,2	M1.5Iab	Южное
16	Спика (α Девы)	250	0,98 (перем)	−3,2	B1V	Южное
17	Поллукс (β Близнецов)	40	1,14	0,7	K0IIIb	Северное
18	Фомальгаут (α Южной Рыбы)	22	1,16	2,0	A3Va	Южное
19	Мимоза (β Южного Креста)	~290	1,25 (перем)	−4,7	B0.5III	Южное
20	Денеб (α Лебедя)	~1550	1,25	−7,2	A2Ia	Северное
21	Регул (α Льва)	69	1,35	−0,3	B7Vn	Северное
22	Адара (ε Большого Пса)	~400	1,50	−4,8	B2II	Южное
23	Кастор (α Близнецов)	49	1,57	0,5	A1V + A2V	Северное
24	Гакрукс (γ Южного Креста)	120	1,63 (перем)	−1,2	M3.5III	Южное
25	Шаула (λ Скорпиона)	330	1,63 (перем)	−3,5	B1.5IV	Южное

Вега — звезда Северного полушария, наблюдаемая практически из любой точки Земли. В России она видна в начале лета как яркое светило, расположенное высоко на небе в южной его части. За такое свойство это небесное тело получило поэтическое название «Королева летних ночей».

Происхождение наименования

Название этого небесного объекта происходит от waqi — арабского слова, обозначающего «падающий», либо от устойчивого словосочетания «падающий коршун (по другим версиям — гриф, орел)». Впервые под своим именем Вега появилась в XIII в. в астрономическом трактате «Альфонсовы таблицы». Древние греки называли светило Луерой, в Древнем Риме — Лирой, а Клавдий Птолемей в своем труде «Альмагест» именовал его Аллоре.

История открытия и эволюция звезды

Нет точных исторических данных, когда была открыта звезда, когда ее координаты были нанесены на карту небосвода. Но она стала одним из первых космических объектов, которые смогли запечатлеть астрофотографы — это случилось в 1850 г.

Возраст альфы Лиры — всего около 450 млн лет, но с точки зрения эволюции она, как и Солнце, родившееся гораздо раньше, сейчас проживает середину своей жизни.

Звезда находится в состоянии устойчивого динамического равновесия: давление излучения, которое исходит из недр и выталкивает вещество в окружающее пространство, уравновешивается силой тяжести, сжимающей тело звезды.

Это обеспечивают идущие в центре объекта ядерные реакции, и так продлится еще около 500 млн лет, а затем светило постепенно станет красным гигантом, пройдет через этап планетарной туманности и превратится в сверхплотного белого карлика. Чтобы стать сверхновой, у Веги не хватит массы.

Физические параметры Веги

Вега — пятая по яркости звезда ночного неба, лишь немногим уступающая «соседу» — занимающему 4-е место Арктуру. Однако Канопус и альфа Центавра (участники №№ 2 и 3 этого рейтинга) не видны с территории России, и из тройки самых ярких видимых (круглый год или периодически) объектов — Сириуса, Арктура и Веги — последняя занимает уверенное третье место.

Эта звезда ярче Солнца и отчетливо видна в радиусе 10 пк от Земли. По своей массе она превосходит дневное светило в 2,1 раза, по диаметру — в 2,8 раза, по количеству излучаемого света — в 40 раз, но она младше Солнца примерно в 10 раз.

Основные характеристики Веги:

• тип — одиночная;
• класс спектра — A0V;
• цвет — белый с голубым оттенком;
• расстояние до Солнца — около 25 световых лет.

Содержание тяжелых элементов

Вега родилась позже, чем Солнце, но имеет необычный состав. В ней слишком мало тяжелых (тяжелее, чем гелий) химических элементов: 32% от солнечного показателя и всего 0,4-0,5% от массы самого светила, что характерно для гораздо более старых звезд.

Умирая, они выбрасывают в космическое пространство часть своей массы, и вещество, обогащенное металлами, входит в состав светил следующего поколения. Так как для Веги это нехарактерно, есть гипотеза, что она родилась из водородного облака, содержавшего минимум тяжелых элементов.

Особенности вращения

1 полный оборот вокруг своей оси Вега совершает всего за 17,5 часа, ее экваториальные участки летят в пространстве с линейной скоростью почти 250 км/с. Это значение приближается к критическому для звезды с такими параметрами, и если оно достигнет критического или превысит его, светило будет разорвано центробежными силами.

Как найти на небе

Найти эту звезду на небе несложно. Это можно сделать 2 способами: как самый яркий элемент созвездия Лиры или как участницу Большого летнего прямоугольника.

Вега видна невооруженным глазом, но в бинокль или даже любительский телескоп она выглядит еще более эффектно — как голубовато-белое светило в окружении нескольких десятков маленьких тусклых звездочек-искорок.

Альфа Лиры

В любую летнюю ночь или вечером в начале сентября встаньте лицом к южному горизонту небосклона и, не поворачивая головы, поднимите глаза вверх. Ваш взгляд упрется в Вегу. На этом участке она будет не единственной, но наиболее яркой звездой.

Во второй половине осени светило нужно искать в западной части звездного неба, весной — на востоке, а зимой она будет располагаться на севере, достаточно низко над горизонтом на севере.

Заодно рассмотрите и созвездие Лиры, к которому звезда относится. Оно маленькое, но бросается в глаза, хотя из множества его участников хорошо видны только 5: Вега и расположенные прямо под ней в виде параллелограмма 4 светила третьей и четвертой звездной величины, более тусклые, чем альфа, но все-таки отлично различимые.

Вега и Большой летний треугольник

С мая по октябрь Вегу легко отыскать как одну из точек гигантского астеризма. Вместе со звездами Альтаир и Денеб она образует условный Большой летний (он же — Большой летне-осенний) треугольник. Его можно заметить даже при мимолетном взгляде на небо, и наиболее ярко фигура выглядит в период с начала июля до середины августа. Vega — ярчайший элемент в нем: она находится в верхнем углу астеризма.

Интересные факты о Веге

Ученые и астрономы-любители знают множество занимательных фактов о Веге.

Самая изучаемая звезда после Солнца

Веге посвящено почти 2,5 тыс. работ (от научных статей до целых исследований), и это только то, что опубликовано после 1850 г.

Возможно, она настолько популярна из-за:

• своей яркости;
• близости к Солнечной системе;
• использования в качестве калибратора для телескопов и других измерительных (например, фотометрических) систем;
• удачного месторасположения на небосводе.

Аномальная звезда

Аномально высокие светимость и температура Веги (в 1,5 раза выше по сравнению с объектами такого же класса) были обнаружены в 1960-х гг. Сначала было высказано предположение, что у светила имеется спутник, вносящий свой вклад в общие показатели излучения, но обнаружить его никаким способом (визуальным, спектральным или иным) не удалось.

Только в середине 1980-х гг. появилась гипотеза, что разгадка — в слишком быстром вращении Веги вокруг своей оси. У быстро вращающихся звезд не бывает правильной сферической формы: они сплюснуты к своим полярным областям, и их называют волчками.

Звезда-волчок

Таковой оказалась и альфа Лиры. Она вращается быстро и потому имеет искаженную форму. Так как полюса к раскаленному ядру светила находятся ближе, чем участки на экваторе, они более яркие и горячие. Исследования 2005 г., проведенные учеными калифорнийской обсерватории Маунт-Вильсон, показали, что к земному наблюдателю Вега обращена одним из своих полюсов, и это объясняет ее аномальную светимость.

Вега — первая звезда, у которой был обнаружен околозвездный диск

Орбитальный телескоп IRAS в 1984 г. обнаружил вокруг альфа Лиры некое образование, напоминавшее по своим характеристикам и структуре пояс Койпера. Этот околозвездный диск вокруг Веги имел радиус не менее 550 а. е. и состоял из пыли и мельчайших обломков. Он стал доказательством, что за границами Солнечной системы в межзвездном пространстве также присутствует твердая материя.

Структура этого диска (2 выраженных пылевых узла) могла служить доказательством существования около светила собственной планеты, вращающейся по вытянутой орбите на расстоянии около 30 а. е. от Веги. До сих пор это гипотетическое космическое тело обнаружено не было. Кроме того, последние исследования с использованием более точной техники показали, что узлы пыли полностью рассосались.

Вега была и будет полярной звездой

Когда-то альфа Лиры являлась полярной звездой для Земли — на нее указывал северный полюс. Земная планетарная ось вращения не является статичной, она пребывает в состоянии прецессии: движется в пространстве по конусовидной траектории, описывая полный круг за 25 770 лет. Около 12,5 тыс. лет назад ось была направлена на Вегу (точнее, на точку, находящуюся в 4° от нее), и эта ситуация повторится снова через примерно 13,5 тыс. лет.

В будущем Вега станет самой яркой звездой на небе после Солнца

Солнечная система движется в космосе по направлению к Веге, и последняя постепенно будет все ближе к Земле и потому ярче. Примерно через 210 тыс. лет альфа Лиры затмит собой Сириус и станет для земного наблюдателя ярчайшим объектом на небосклоне. Расстояние между Землей и этим светилом через 290 тыс. лет станет минимальным — всего около 17,2 светового года. Затем Солнечная система начнет отдаляться, и через полмиллиона лет Вега снова потеряет статус самой яркой видимой звезды. Еще через миллион лет альфа Лиры перестанет быть видна землянам невооруженным глазом.

Вега — голубая жемчужина северных небес

Вега — удивительно красивая и притягательная звезда. Одна из ярчайших на всем небе, а в северном его полушарии она конкурирует с оранжевым Арктуром из созвездия Волопаса за право считаться ярчайшей звездой северного небосвода. В отличие от Арктура, Вега отчетливо голубого цвета.

Долгое время об этой звезде астрономы не могли сказать ничего кроме уже перечисленного выше.

Она считалась звездой-одиночкой, с постоянным блеском — не переменная, никак не связанная ни с какими другими феноменами или явлениями — не наблюдалось вокруг неё никакой туманности, и спектр звезды был в полном порядке. Но она все равно привлекала к себе пристальное внимание ученых. Ну, не может быть, чтобы такая красавица, и без какого-то секрета!

Стоит иметь в виду, что для астрономов не бывает неинтересных объектов — бывают недообследованные. И по части обследований Веге досталось поболее, чем любой другой звезде.

Когда только зарождалась астрофотография, Вегу выбрали для первого фотоснимка. История изучения звездных спектров вновь началась с Веги. Вега стала первой звездой, до которой удалось измерить расстояние методом измерения параллакса.

Разговор о том, что это за метод такой, заслуживает отдельной статьи, но если кратко, то положение Земли в пространстве постоянно меняется — Земля обращается вокруг Солнца. Это приводит к тому, что в разные сезоны мы смотрим на звезды из разных точек. В результате видимое расположение звезд несколько меняется. Те, что поближе смещаются на фоне тех, что подальше. Вега оказалась относительно недалеко. Хотя, все равно астрономы были обескуражены величиной межзвездных дистанций — 25 световых лет — это 250 000 умножить на триллион километров — и это ведь до одной из ближайших звезд.

Вега летит к нам навстречу со скоростью 20 километров в секунду. Это почти ничего не меняет, но все-таки приятно. Причем, звезда смотрит на нас одним из своих полюсов. Данное обстоятельство сильно затрудняло изучение её осевого вращения. Но потом выяснилось, что это — стремительный звездный волчок, который едва ли не разрывает себя на части своим фантастически быстрым вращением — один оборот менее чем за сутки, с линейной скоростью вращения на экваторе в 230 километров в секунду.

Относительно недавно вокруг звезды был обнаружен протопланетный диск, а сейчас ученые уже склонны подозревать, что как минимум одна планета могла успеть сформироваться. Разумеется, речи о её обитаемости нет — уж очень молода Вега и вся окружающая её экосистема.

В средних широтах северного полушария Земли Вега является незаходящим светилом. Она видна круглый год. Но лучшее время для её наблюдений — с весны по позднюю осень.

Вега возглавляет собой небольшое, но очень красивое созвездие Лиры — богатое интересными астрономическими объектами, доступными для наблюдений даже в бинокль, а уж для владельцев небольших телескопов оно являет собой буквально жемчужную россыпь, в которой Вега, бесспорно, может считаться самой красивой жемчужиной.

Много лет назад я посвятил этой звезде одну из своих мелодий. Она так и называется — «Вега». Приближался концерт, а я вдруг вспомнил, что у меня нет для этой пьесы сопровождающего её живое исполнение видеоролика. И в ночь перед концертом я в полусне нарисовал несколько картинок — очень поспешно и небрежно, собрал из этих картинок видеоролик и исполнил под него произведение. И оказалось, что именно он понравился и запомнился слушателям более всего остального. И по сей день этот ролик самый популярный на Youtube среди прочих моих видеосюжетов.

Прикрепляю ссылку на него в завершении этого небольшого рассказа о звездах.

Видеоверсия рассказа

Вега
Звезда
Наблюдательные данные
Тип	одиночнаяШаблон:Source-ref
Физические характеристики
Вращение	v = 236 ± 4 км/сШаблон:Source-ref v·sin(i) = 20,48 ± 0,11 км/сШаблон:Source-ref

Ве́га (α Лиры, α Lyr) — самая яркая звезда в созвездии Лиры, пятая по яркости звезда ночного неба и вторая (после Арктура) — в Северном полушарии, третья по яркости звезда (после Сириуса и Арктура), которую можно наблюдать в России и ближнем зарубежье. Вега находится на расстоянии 25,3 светового года от Солнца и является одной из ярчайших звёзд в его окрестностях (на расстоянии до 10 парсек).

Этимология

Название «Вега» (WegaШаблон:Source-ref, позже — Vega) происходит от приблизительной транслитерации слова waqi («падающий») из фразы араб. النسر الواقع‎ (an-nasr al-wāqi‘), означающей «падающий орёл»^[1] или «падающий гриф»^[2]. Созвездие Лиры представлялось в виде грифа в Древнем Египте^[3] и в виде орла или грифа — в древней Индии^[4][5]. Арабское название вошло в европейскую культуру после использования в астрономических таблицах, которые были разработаны в 1215—1270 годах по приказу Альфонсо X^[6]. Вероятно, ассоциация Веги и всего созвездия с хищной птицей имело в древности свою мифологическую основу, однако этот миф был позабыт и замещён более поздней легендой о коршуне бога Зевса, выкравшем тело нимфы Кампы у титана Бриарея, и за эту услугу помещённом своим хозяином на небо^[7].

Основные характеристики

Вега, иногда называемая астрономами «наверное, самой важной звездой после Солнца», в настоящее время является самой изученной звездой ночного небаШаблон:Source-ref. Вега стала первой звездой (после Солнца), которая была сфотографированаШаблон:Source-ref, а также первой звездой, у которой был определён спектр излученияШаблон:Source-ref. Кроме того, Вега была одной из первых звёзд, до которой методом параллакса было определено расстояниеШаблон:Source-ref. Яркость Веги долгое время принималась за ноль при измерении звёздных величин, то есть она была точкой отсчёта и являлась одной из шести звёзд, которые лежат в основе шкалы UBV-фотометрии (измерение излучения звезды в различных диапазонах спектра)Шаблон:Source-ref.

Вега — относительно молодая звезда с низкой, по сравнению с Солнцем, металличностью — малым содержанием элементов тяжелее гелияШаблон:Source-ref. Вега, возможно, является переменной звездой, хотя это и не доказано. Возможная причина переменности — нестабильность в недрахШаблон:Source-ref.

Вега очень быстро вращается вокруг своей оси. На её экваторе скорость вращения, вероятно, превышает 230 км/сШаблон:Source-ref. Для сравнения: скорость вращения на экваторе Солнца чуть больше двух километров в секунду (7284 км/ч). Вега вращается в сто раз быстрее и поэтому имеет форму эллипсоида вращения. Температура её фотосферы неоднородна: максимальная температура — на полюсе звезды, минимальная — на её экваторе. В настоящее время с Земли Вега наблюдается почти с полюса, и поэтому кажется яркой бело-голубой звездой.

Основываясь на значении интенсивности инфракрасного излучения Веги, которое значительно выше, чем должно быть у неё теоретически, учёные пришли к выводу, что вокруг Веги расположен пылевой диск, который вращается вокруг неё и разогревается излучением звезды. Этот диск образовался, скорее всего, в результате столкновения астероидных или кометных тел. Аналогичный пылевой диск в Солнечной системе связан с поясом КойпераШаблон:Source-ref^[8].

Вега является прототипом так называемых «инфракрасных звёзд» — звёзд, у которых имеется диск из пыли и газа, излучающий в инфракрасном спектре под действием энергии звезды. Эти звёзды называются «Вега-подобные звёзды»Шаблон:Source-ref.

В последнее время в диске Веги были выявлены несимметричности, указывающие на возможное присутствие около Веги по крайней мере одной планеты, размер которой может быть примерно соизмерим с размером ЮпитераШаблон:Source-refШаблон:Source-ref.

История изучения

Один из разделов астрономии — астрофотография, или фотографирование через телескопы небесных объектов, стал развиваться с 1840 года, когда астроном Джон Уильям Дрейпер сфотографировал Луну с помощью дагеротипииШаблон:Source-ref. Первой сфотографированной звездой стала Вега. В ночь с 16 на 17 июля 1850 года в обсерватории Гарвардского колледжа был сделан первый снимок звездыШаблон:Source-ref^[9]. В 1872 году Генри Дрейпер получил первые (после Солнца) фотографии спектра Веги и впервые показал линии поглощения в этом спектреШаблон:Source-ref.

В 1879 году Уильям Хаггинс использовал фотографии спектра Веги и ещё двенадцати похожих звёзд, чтобы определить «двенадцать сильных линий», которые являются общими для этого класса звёзд. Позже эти линии были определены как линии водорода (серия Бальмера)Шаблон:Source-ref.

Расстояние до Веги может быть определено по её параллаксу относительно неподвижных звёзд во время движения Земли по орбите вокруг Солнца. Первым параллакс Веги определил Василий Струве в 1837 году. Используя 9-дюймовый рефрактор на экваториальной монтировке и нитяной микрометр, изготовленные Фраунгофером, Струве получил значение 0,125 угловой секундыШаблон:Source-ref, что очень близко к современному значению. Но Фридрих Бессель, который определил расстояние до звезды 61 Лебедя, скептически оценил полученные Струве данные, заставив его отказаться от первоначальной оценки. Струве пересмотрел свою точку зрения и после новых подсчётов получил почти вдвое большую величину параллакса (0,2169±0,0254″)Шаблон:Source-ref. Таким образом, полученные Струве данные были приняты как неверные, и первым определителем расстояния до звезды считается Бессель.

В настоящее время параллакс Веги оценивается в 0,129″Шаблон:Source-ref^[10].

Яркость всех звёзд измеряется по стандартной логарифмической шкале, причём чем ярче звезда, тем меньше значение её звёздной величины. Самые тусклые звёзды, доступные наблюдению невооружённым глазом, имеют шестую звёздную величину, в то время как блеск Сириуса, ярчайшей звезды ночного неба, равен −1,47. За точку отсчёта на этой шкале астрономы первоначально решили выбрать Вегу: её видимый блеск был принят за «ноль» Шаблон:Source-refШаблон:Source-ref.

Таким образом, в течение многих лет от яркости Веги вёлся отсчёт звёздных величин. В настоящее время точка отсчёта переопределена с помощью ряда других звёзд. Однако для визуальных наблюдений Вегу и сейчас можно считать эталоном нулевой звёздной величины: при наблюдении в стандартной полосе V фотометрической системы UBV, наиболее распространённой на сегодняшний день, величина Веги равна 0,03^m, что на глаз неотличимо от нуляШаблон:Source-ref. В этой фотометрической системе при определении блеска звёзд применяются три светофильтра — ультрафиолетовый (англ. ultraviolet), синий (англ. blue) и видимый (англ. visible). Они обозначаются буквами U, B и V соответственно. Вега была одной из шести звёзд класса А0V, которые использовали при разработке этой фотометрической системы. Звёздные величины со всеми тремя фильтрами измеряются таким образом, что для Веги и подобных ей белых звёзд они равны между собой: U = B = VШаблон:Source-ref.

Фотометрические измерения Веги в 1920-х годах показали, что её блеск не постоянен, а слегка изменяется. Изменения блеска звезды были очень малы (±0,03 величины), и поэтому из-за слишком несовершенной техники того времени астрономы долго не знали, является ли Вега переменной или постоянной звездой. Более поздние измерения, проведённые в 1981 году в обсерватории им. Дэвида Данлэпа, показали такое же, как в 1930-х годах, слабое изменение блеска звезды. После попытки отнести Вегу к какому-то конкретному классу переменных звёзд было высказано предположение, что Вега совершает неправильные низкоамплитудные пульсации, аналогичные пульсациям δ ЩитаШаблон:Source-ref.

Это одна из категорий переменных звёзд, изменения блеска которых вызвано собственными пульсациями из-за неустойчивости в недрах звездыШаблон:Source-ref. Однако переменность Веги по-прежнему спорна, поскольку другие астрономы не обнаружили никаких изменений в блеске Веги, хотя она относится к типу звёзд, где встречается переменность. Поэтому весьма вероятно, что неспособность зарегистрировать изменение блеска Веги вызваны несовершенством оборудования или систематическими ошибками в измеренияхШаблон:Source-refШаблон:Source-ref.

Вега — первая звезда, у которой был обнаружен пылевой диск. Это открытие было сделано в 1983 году с помощью Инфракрасной космической обсерватории (IRAS)^[9]Шаблон:Source-ref.

В 2006 году с помощью оптической интерферометрии с длинной базой была обнаружена асферичность ВегиШаблон:Source-ref.

Условия наблюдения

Вега — звезда Северного полушария и имеет в настоящее время склонение +38°48′. Её можно увидеть в Северном и Южном полушариях вплоть до 51° южной широты, то есть почти в любой точке мира, кроме Антарктиды и самого юга Южной Америки (в частности, звезда никогда не восходит в городе Ушуая). Севернее 51° с. ш. Вега никогда не пересекает линию горизонта, и по этой причине в высоких и полярных широтах Северного полушария наблюдается круглый год. Точку зенита Вега проходит примерно на широте Афин. На широте Москвы Вега не заходит за горизонт, однако зимой из-за низкого положения над горизонтом её наблюдение возможно только утром или вечером. На юге России (южнее 51° северной широты) Вега скрывается за горизонтом, но глубоко под него не опускается.^[11]

Вега, наряду с Денебом и Альтаиром образует известный астеризм «Летне-осенний треугольник», который виден в Северном полушарии, на экваторе и в Южном полушарии вплоть до 45-й параллели. В средних северных широтах (45° и выше) наблюдается круглый год, лучше всего в конце весны, летом, осенью и в начале зимы (с мая по декабрь). Во второй половине зимы и ранней весной (с января по апрель) Альтаир показывается после полуночи, поэтому увидеть астеризм целиком можно только под утро. В средних южных широтах Вега, как и весь Летне-осенний треугольник видна зимой и ранней весной (с июня по сентябрь).

Вега кульминирует в астрономическую полночь 1 июля и в это время наступает её противостояние с Солнцем. Именно в это время создаются наилучшие условия для наблюдения Веги с ЗемлиШаблон:Source-ref.

С течением времени северное склонение Веги увеличится. По мере приближения звезды к Северному небесному полюсу в результате прецессии Земли — примерно через 12 тыс. лет — Вега станет полярной звездой Северного полушария. Такой звездой Вега была за 13 тысяч лет до н. э. и будет в 14 000 году н. э. В этот период Вега будет приближённо указывать на север, а вид неба сильно изменится, и на широтах Харькова будут видны такие южные созвездия, как Южный Крест, Центавр, Муха, Волк. Сто тысяч лет назад самой яркой звездой неба был Канопус, а сейчас — Сириус, Вега же была и будет одной из ярчайших звёзд неба, причём в будущем её блеск возрастёт. Кроме того, в будущем увеличится блеск и Альтаира — другой яркой звезды «Летне-осеннего треугольника».Шаблон:Source-ref

Физические характеристики

Вега относится к спектральному классу A0V, то есть является белой звездой главной последовательности. Основной источник энергии звезды — термоядерная реакция синтеза гелия из водорода в недрах при высокой температуре. Поскольку массивные звёзды расходуют водород быстрее, чем малые, продолжительность жизни Веги составит (по подсчётам 1979 года) один миллиард лет — в десять раз меньше, чем у СолнцаШаблон:Source-ref: согласно моделям развития звёзд при 1,75<M<2,7; 0,2<Y<2,7; 0,004<Z<0,001 между вхождением звезды в главную звёздную последовательность и её переходом на боковую ветвь красных гигантов проходит 0,43—1,64⋅10⁹ лет. Однако при массе Веги 2,2 возраст Веги меньше одного миллиарда лет.

В отличие от Солнца, основным источником энергии на Веге служит не протон-протонная реакция, а так называемый CNO-цикл синтеза атомов гелия из атомов водорода с помощью посредников — углерода, азота и кислорода. Для этого необходима температура в 16 миллионов кельвин^[12] — выше температуры в недрах Солнца. Этот способ является более эффективным, чем протон-протонная реакция. Цикл очень чувствителен к температуре, отвод тепла от центра звезды осуществляется не излучением, а конвекцией^[13]. Поэтому в Веге зона лучистого переноса располагается над конвективной, в то время как в Солнце — наоборотШаблон:Source-ref^[14][15].

Энергетический поток от Веги был точно измерен различными способами и используется как эталон. Так, при длине волны 548 нм плотность потока составляет 3650 Ян при допустимой погрешности 2 %Шаблон:Source-ref. Вега имеет относительно плоский электромагнитный спектр в видимой области спектра, 350—800 нанометров, где плотность потока составляет 2000—4000 Ян^[16]. В инфракрасной части спектра плотность потока мала и равна около 100 Ян при длине волны в 5 микрометров^[17]. В спектре звезды доминируют линии поглощения водородаШаблон:Source-ref. Линии других элементов относительно слабы; из них сильнейшими являются линии ионизированного магния, железа и хромаШаблон:Source-ref.

Вега стала первой одиночной звездой главной последовательности (не считая Солнца), у которой было обнаружено рентгеновское излучение (в 1979 году)^[18]. Излучение Веги в рентгеновском диапазоне незначительно, что свидетельствует о том, что корона у Веги вообще отсутствует или же очень слабая^[19].

Эволюция звезды

Вега образовалась 455±13 миллионов лет назадШаблон:Source-ref. Она значительно старше Сириуса, возраст которого оценивается в 240 миллионов лет. Учитывая достаточно высокую светимость Веги (по сравнению с Солнцем), исследователи предполагают, что продолжительность жизни Веги составит на стадии главной последовательности примерно 1 миллиард лет, после чего она станет субгигантом и, наконец, красным гигантом. Последней стадией эволюции Веги станет сброс её оболочек и превращение в белый карлик. Сверхновой Вега стать не сможет — для этого ей не хватит массы, которая должна составлять минимум 5 масс Солнца. В теперешнем виде Вега просуществует ещё примерно 500 миллионов лет, пока у неё не закончится водородное топливо. Другими словами, Вега находится, как и Солнце, в середине своей жизниШаблон:Source-refШаблон:Source-ref.

Вращение

По интерферометрическим данным радиус Веги оценён в 2,73 ± 0,01 радиуса Солнца, что на 60 % больше радиуса Сириуса. В то время как по теоретическим расчётам^{[уточнить]} он должен лишь на 12 % превышать радиус Сириуса.

Было предположено, что такая аномалия может быть вызвана большой скоростью вращения звезды вокруг своей оси. Вега, в отличие от большинства звёзд, имеет не форму шара, а форму эллипсоида вращения, и в настоящее время видима с Земли почти со стороны полюса. Телескоп CHARA подтвердил это предположениеШаблон:Source-ref.

Вега видна с Земли практически со стороны полюса — угол между осью вращения и лучом зрения составляет около 5 градусовШаблон:Source-ref. Скорость вращения звезды на экваторе была определена в пределах от 175±33 до 274±14 км/с. Для 2010 года она составляет 236±4 км/с, или 88 % первой космической (такой, при которой Вега разрушилась бы от центробежных сил)Шаблон:Source-ref. Период вращения звезды вокруг своей оси равен 17,6±0,2 часаШаблон:Source-ref.

Такое быстрое вращение Веги придаёт ей эллипсоидную форму: её экваториальный диаметр на 1/5 больше полярного. Полярный радиус равен 2,36 ± 0,01 радиуса Солнца, в то время как экваториальный — 2,82 ± 0,01 радиуса СолнцаШаблон:Source-ref.

Ускорение свободного падения на Веге также в значительной мере зависит от широты, поэтому температура поверхности на Веге сильно отличается. По теореме фон Цейпеля светимость звёзд в районе полюсов выше, что отражается в разнице температур между полюсами и экватором. В районе полюса она равна 9695 ± 20 К, в то время как вблизи экватора — на 2400 К меньшеШаблон:Source-ref.

Если бы мы могли видеть Вегу со стороны экватора, то её яркость показалась бы нам вдвое слабееШаблон:Source-ref^[20].

Температурная разница может также указывать на наличие конвективной зоны вокруг экватора.Шаблон:Source-ref

Если бы Вега была медленно вращающейся, сферически симметричной звездой, то её яркость была бы эквивалентна 57 светимостям Солнца. Эта яркость значительно больше светимости типичной звезды, имеющей такую массу. Таким образом, обнаружение вращения Веги позволило устранить данное противоречие, и полная болометрическая светимость Веги превышает солнечную лишь в 37 разШаблон:Source-ref.

Вега длительное время использовалась как эталонная звезда для калибровки телескопов. Знания о скорости вращения Веги и знание того угла, под которым мы её видим, помогли при настраивании интерферометров относительно этой звезды, и теперь диаметр звезды измерен точноШаблон:Source-ref.

Металличность

Понятие «металличность» в описании звезды означает содержание в ней элементов тяжелее гелия, так как все элементы, тяжелее гелия, в астрономии называются металлами.

В фотосфере Веги мало таких элементов — всего 32 % от аналогичного солнечного показателя. Для сравнения, в фотосфере Сириуса содержится втрое больше металлов, чем в Солнце. Солнце же содержит множество элементов тяжелее гелия. Их содержание оценивается в 0,0172 ± 0,002 от общей массыШаблон:Source-ref (то есть Солнце примерно на 1,72 процента состоит из тяжёлых элементов). Вега же состоит из тяжёлых элементов всего на 0,54 %.

Необычно низкая металличность Веги позволяет отнести её к звёздам типа λ ВолопасаШаблон:Source-refШаблон:Source-ref.

Причина такой низкой металличности Веги (и других подобных звёзд спектрального класса A0-F0) остаётся неясной.

Возможно, это обусловлено потерей массы звезды. Однако такой процесс начинается лишь в конце жизни звезды, когда у неё заканчивается водородное топливо. Другой возможной причиной может быть формирование Веги из газопылевого облака с необычно низким содержанием металловШаблон:Source-ref.

Наблюдаемое соотношение гелия к водороду у Веги примерно на 40 % меньше, чем у Солнца. Это может быть вызвано исчезновением конвективной зоны гелия вблизи поверхности. Энергия из недр звезды передаётся вместо конвекции с помощью электромагнитного излучения, что может быть причиной аномалий. Ещё одной из причин таких аномалий может быть диффузияШаблон:Source-ref.

Движение в пространстве

Радиальная скорость Веги — составляющая движения звезды вдоль луча зрения наблюдателя.

Для звёзд и галактик одной из важнейших характеристик является смещение линий в их спектре. Если линии смещены в красную сторону спектра (красное смещение), то эта звезда или галактика удаляется от наблюдателя, и чем больше смещение, тем больше скорость удаления. Для звёзд это смещение невелико, но другого способа определить скорость их движения относительно Земли нет. Точные измерения красного смещения Веги дали результат в −13,9 ± 0,9 км/с.Шаблон:Source-ref Знак минус указывает на движение звезды к Земле.

Вследствие собственного движения звёзд Вега постепенно перемещается на фоне других звёзд, столь удалённых от Земли, что они кажутся неподвижными — их собственное движение столь мало, что им пренебрегают.

Тщательные измерения положения звезды позволили измерить собственное движение Веги. Собственное движение Веги за год составляет 202,03 ± 0,63 миллисекунды дуги по прямому восхождению и 287,47 ± 0,54 миллисекунды дуги по склонениюШаблон:Source-ref.

Полное собственное движение Веги равно 327,78 миллисекунды дуги в год. За 11 тыс. лет Вега перемещается приблизительно на градус по небесной сфере^[21].

Относительно соседних звёзд скорость Веги такова: по координате U = −16,1 ± 0,3 км/с, по координате V = −6,3 ± 0,8 км/с, и по координате W = −7,7 ± 0,3 км/сШаблон:Source-ref. Полная скорость Веги равна 19 километрам в секунду^[22], что примерно соответствует скорости движения Солнца относительно соседних звёзд.

Хотя в данный момент Вега всего лишь пятая по яркости звезда неба, с течением времени её блеск будет медленно расти из-за приближения к Солнечной системе. Примерно через 210 тысяч лет Вега станет самой яркой звездой неба. Ещё через 70 тысяч лет её блеск достигнет максимума в −0,81^m, и Вега будет ярчайшей звездой на протяжении 270 тысяч летШаблон:Source-ref.

Исследуя другие звёзды, похожие по возрасту и свойствам на Вегу, а также движущиеся сходным с Вегой образом, астрономы причислили Вегу к так называемой группе Кастора. Эта небольшая группа включает около 16 звёзд, очень похожих на Вегу. К ней относятся следующие объекты: α Весов, α Цефея, Кастор, Фомальгаут и Вега. Все эти звёзды в пространстве движутся почти параллельно друг другу и с одинаковой скоростью. Когда-то все эти звёзды сформировались в одном месте и в одно время, но затем стали гравитационно независимыми, но как и в случае с Сириусом, астрономы нашли свидетельства существования в прошлом данной группыШаблон:Source-ref.

По подсчётам учёных, группа образовалась примерно 100—300 миллионов лет назад, и звёзды этой группы движутся примерно с одинаковой скоростью — около 16,5 километра в секундуШаблон:Source-ref^[23].

Планетарная система

Избыток инфракрасного излучения

Одним из первых серьёзных достижений в работе Инфракрасной астрономический обсерватории (IRAS) была регистрация значительного превышения потока инфракрасного излучения от Веги по сравнению с ожидаемым. Повышенная интенсивность излучения была обнаружена на длинах волн в 25, 60 и 100 микрометров, и эти волны исходили из пространства, имеющего угловой радиус в десять угловых секунд, что соответствует источнику излучения диаметром 80 а. е. Было предложено, что источником излучения являются мелкие частички, вращающиеся вокруг Веги, с диаметром не меньше одного миллиметра и температурой около 85 КШаблон:Source-ref. Частички же более мелкого диаметра будут выдуваться из системы световым давлением или упадут на звезду в результате эффекта Пойнтинга — РобертсонаШаблон:Source-ref. Этот эффект связан с тем, что переизлучаемые частицами пыли тепловые фотоны анизотропны в системе отсчёта, неподвижной относительно звезды, и поэтому преобладает переизлучение в направлении движения пылинки. В результате пылинка теряет момент импульса и по спирали падает на звезду, а, достаточно приблизившись к ней, испаряется. Этот эффект тем более существенен, чем ближе находится пылинка к звезде^[9].

Более поздние измерения потока электромагнитного излучения от Веги с длиной волны в 193 микрометра показали, что он слабее, чем ожидалось. Это означало, что размер пылевых частиц составляет 100 микрометров или меньше. Построенная на основе этих наблюдений модель предполагала, что мы наблюдаем окружающий звезду пылевой диск радиусом 120 а. е. почти сверху, так как смотрим на Вегу практически с полюса. Кроме того, в центре этого диска находится дыра радиусом почти в 80 астрономических единиц. В центре этой дыры расположена ВегаШаблон:Source-ref.

После обнаружения аномального излучения Веги были открыты и другие подобные звёзды. На 2002 год зарегистрировано порядка 400 «Вега-подобных» звёздШаблон:Source-ref, среди которых Денебола, Бета Живописца, Фомальгаут, Эпсилон Эридана и др.Шаблон:Source-ref Высказано предположение, что эти звёзды могут стать ключом к разгадке происхождения Солнечной системыШаблон:Source-ref.

Пылевой диск

В 2005 году космическим телескопом «Спитцер» были получены изображения Веги, а также окружающей звезду пыли в инфракрасном спектре, так как пыль свободно пропускает инфракрасное излучение. Было видно, что разные части пылевого диска — источники излучения разной длины волны. На длине волны 24 микрометра диск имеет размер в 43 угловые секунды, что соответствует расстоянию от Веги 330 а. е., на 70 микрометрах — 70 угловых секунд (543 а. е.), а на 160 микрометрах — 105 угловых секунд (815 а. е.). Эти широкие и далёкие от звезды части состояли из мелких частиц размером от 1 до 50 микрометров в диаметре. Расстояние внутренней границы пыли от звезды оценивается в 71—102 а. е. или 11±2 угловых секунды. Такая чёткая граница диска возникла потому, что Вега своим излучением отталкивает частицы пыли, одновременно удерживая пылевой диск за счёт притяжения, из-за чего он относительно стабиленШаблон:Source-ref.

Общая масса пыли диска составляет 0,003 массы Земли, что эквивалентно объекту радиусом порядка 1000 км. Предполагается, что разрушение и превращение в пыль тела такой массы в результате столкновения маловероятно. Более вероятным представляется её образование при столкновении объектов меньшей массы, которые запустили каскад дробления, сталкиваясь с другими аналогичными объектамиШаблон:Source-ref.

Время существования без подпитки новым материалом подобных пылевых структур — не более 10 млн лет. Если не происходит новых столкновений, они постепенно прекращают своё существованиеШаблон:Source-ref.

Наблюдения инфракрасного телескопа CHARA (обсерватория Маунт-Вильсон) в 2006 году подтвердили наличие второго пылевого диска вокруг Веги примерно на расстоянии 8 а. е. от звезды (около 1 млрд км). Эта пыль аналогична солнечному поясу астероидов, или же является результатом интенсивных столкновений между кометами или метеоритами, но может быть и формирующейся планетойШаблон:Source-ref. Возможно, пыль из этого диска служит причиной предполагаемой переменности Веги^[24].

Возможная планетная система

Наблюдения, проведённые на телескопе Джеймса Кларка Максвелла в 1997 году, выявили вокруг Веги так называемый «продолговатый яркий центральный регион», который располагался на расстоянии 9 угловых секунд (70 а. е.) от Веги по направлению к северо-востоку. Было предположено, что это либо возмущения диска гипотетической экзопланетой, либо на орбите вокруг Веги находился какой-то небесный объект, целиком окружённый пылью. Однако изображения, полученные с телескопа «Кек» на Гавайях, привели учёных к выводу, что речь идёт об очень крупном облаке пыли и газа, который располагается вокруг Веги, и что это, очевидно, протопланетный диск, а масса объекта, который из него формируется — 12 масс Юпитера, что соответствует лёгкому коричневому карлику либо субкоричневому карлику. К выводу, что планеты Веги находятся в процессе формирования, пришли и астрономы из Калифорнийского университета в Лос-Анджелесе (UCLA)Шаблон:Source-ref^[25].

В 2003 году было выдвинуто другое похожее предложение о наличии вокруг Веги планеты (возможно, нескольких планет) с массой Нептуна, которые мигрировали с расстояния 40 а.е. от звезды до 65 а.е. примерно 50 млн лет назадШаблон:Source-ref. Используя коронограф телескопа «Субару» на Гавайских островах в 2005 году, астрономы сумели ограничить верхний предел массы планет Веги 5—10 массами Юпитера. К тому же астрономы предположили, что кроме этих гипотетических планет-гигантов в системе Веги могут существовать и планеты земной группы. Весьма вероятно, что угол наклона орбит планет Веги, скорее всего, будет тесно связан с экваториальной плоскостью звезды^[26]Шаблон:Source-ref.

После десяти лет наблюдений Веги методом лучевых скоростей, астрономы предположили, что у неё, возможно, есть спутник Вега b с минимальной массой не менее 20 масс Земли. Один оборот вокруг Веги планета делает за 2,43 дня, при этом, сама Вега вращается вокруг своей оси за 16 часов. Температура на поверхности планеты может достигать 3000 °C (5390 градусов по Фаренгейту^[27])^[28].

Ближайшее окружение звезды

Следующие звёздные системы находятся на расстоянии в пределах 10 световых лет от Веги:

Звезда	Спектральный класс	Расстояние, св. лет
G 184-19	M4,5 V / M4,5 V	6,2
μ Геркулеса	G5 IV / M3V / M4	7,3
G 203-47	M3,5 V	7,4
BD+43 2796	M3,5 V	7,8
BD+45 2505	M3 V / M3,5 V	8,2
AC+20 1463-148 A	M2 V—VI	9,3
AC+20 1463-148 B	M2 V—VI	9,7

С точки зрения наблюдателя, ведущего наблюдения с любой из гипотетических планет Веги, Солнце будет находиться в созвездии Голубя, и иметь видимую звёздную величину 4,3^m. Невооружённым глазом звезду такого блеска на гипотетической планете можно было бы увидеть в ясную, хорошую звёздную ночь, и для этого исключительная зоркость не требуетсяШаблон:Source-ref.

Вега в мифах народов мира

Являясь одной из самых ярких звёзд на небесном своде, Вега издавна привлекала внимание древних народов, которые наделяли её мифологическими свойствами. Ещё ассирийцы называли Вегу «Даян-сейм», что в переводе на русский язык означает «судья неба». Аккадцы дали звезде имя «Тир-анна», или «жизнь небес». Вавилонский Дильган («посланник света») мог быть связан с ВегойШаблон:Source-ref. Древние греки считали находящийся рядом с Вегой ромбик из четырёх звёзд лирой, созданной Гермесом и впоследствии переданной Аполлоном музыканту Орфею; это название созвездия распространено и сегодня^[29].

В китайской мифологии описана любовная история Ци Си (кит. упр. 七夕, пиньинь qī xī), в которой Ню-лан (звезда Альтаир), Пастух, и его двое детей (β и γ Орла) навеки разлучены с родной матерью, небесной ткачихой Чжи-нюй (Вегой), которая находится на другой стороне реки — Млечного Пути^[30]. Японский фестиваль Танабата также основан на этой легенде^[31]. Древние ингушские мифы объясняют происхождение Веги, Денеба и Альтаира, составляющие на небе треугольник, легендой о дочери бога грома и молнии Села, девушкой необычайной красоты, вышедшей замуж за небожителя. Согласно этой легенде, она подготовила из теста треугольный хлеб и сунула его в золу с угольками, чтобы он испёкся. Пока она ходила за соломой, два угла хлеба сгорели, уцелел лишь один. И теперь на небе видны три звезды, из которых одна (Вега) намного ярче двух других^[32]. В зороастризме Вега иногда ассоциируется с Ванантом, маленьким божеством, чьё имя означает «завоеватель»^[33].

В Римской империи момент, когда Вега пересекала линию горизонта перед восходом Солнца, считался началом осениШаблон:Source-ref.

Средневековые астрологи считали Вегу одной из 15 избранных звёзд, влияние которых на человечество было наиболее велико^[34]. Генрих Корнелиус Агриппа для обозначения Веги использовал каббалистический символ с подписью лат. Vultur cadens, дословным переводом арабского названия^[35]. Звезду олицетворяли камень хризолит и растение чабер. Помимо имени «Вега», различные астрологи Средневековья называли эту звезду «Вагни», «Вагниехом» и «Векой»Шаблон:Source-ref.

Кроме того, Вега неоднократно упоминается в произведениях научно-фантастической литературы. В частности, к Веге была направлена 34 звёздная экспедиция звездолёта «Парус» в романе Ивана Ефремова «Туманность Андромеды», которая обнаружила лишь 4 безжизненные планеты.

См. также

• Список самых ярких звёзд

Примечания

Ссылки

• Понятов, Алексей. Эталонная. Главная струна небесной лиры // Наука и жизнь. — 2021. — № 10. — С. 42—53.
• Попов С. Б. Вега крутится волчком. Астронет. Астронет (22 марта 2006). Дата обращения: 29 апреля 2009.
• Gay Yee Hill; Dolores Beasley. Spitzer Sees Dusty Aftermath of Pluto-Sized Collision (англ.) (недоступная ссылка). Spitzer Space Telescope. NASA (10 января 2005). Архивировано 11 января 2005 года.
• Astrophysical Chemistry Video Lectures by Harry Kroto (англ.). Vega Science Trust. Архивировано 25 января 2012 года.

Наверное, многие, кто смотрел летними вечерами на небо, задавались вопросом, как называется яркая звезда, сверкающая почти в зените. Во время долгих июньских сумерек она появляется на небе первой, располагаясь высоко над южным горизонтом. Это Вега, одна из ярчайших звезд ночного неба, главное светило созвездия Лиры, «королева летних ночей».

В списке ярчайших звезд ночного неба Вега занимает 5-е место. Она сильно уступает в блеске Сириусу и Канопусу, заметно альфе Центавра и лишь немного Арктуру. При этом только две более яркие звезды, Сириус и Арктур, можно наблюдать с территории России. Но Сириус — зимняя звезда и летом не видна. Арктур «на глаз» такой же по яркости, как и Вега. У Веги даже есть небольшое преимущество над ним: на бо́льшей части территории России она наблюдается на небе круглый год.

Как ни странно, название Вега не имеет никакого отношения к популярной в латинских странах фамилии. Оно происходит от арабского waqi («падающий») из фразы النسر الواقع‎ (an-nasr al-wāqi‘), что означает «падающий орел». Это название впервые появилось в «Альфонсовых таблицах» (XIII в.). До этого греки называли звезду Луера, римляне — Лирой, а в «Альмагесте» одно из ее названий — Аллоре. Наконец, у Цицерона это была звезда Фидис, а у Плиния — Фидикула. В древнем Риме придавалось большое значение Веге, так как ее утренний заход совпадал с приходом осени.

Звезда Вега: как найти на небе

Так как Вега яркая звезда, искать ее на небе — занятие простое. Летним вечером встаньте лицом на юг и посмотрите вверх. Вы увидите Вегу высоко в небе, недалеко от зенита! Обратите внимание: звезда не одинока на этом участке неба! Вместе с еще двумя яркими звездами Вега образует огромный треугольник, острая вершина которого направлена вниз.

Вегу часто называют летней звездой, потому что именно в летние месяцы после наступления темноты она находится в южной части неба. (Как известно, именно на юге лучше всего наблюдать любые небесные светила, будь то звезды, планеты или Луну, так как там они поднимаются выше всего над горизонтом, пересекая небесный меридиан.) Вега кульминирует на юге в полночь в середине лета. В конце августа она проходит через южный меридиан поздним вечером. Поэтому теплые вечера в августе и в начале сентября — лучшее время для наблюдения Веги!

Но Вега видна на небе не только летом — она прекрасно наблюдается весной и всю осень. А жители Москвы и Минска, Киева и Самары, Новосибирска и Петербурга, а также многих других городов, расположенных севернее 50° северной широты, могут наблюдать Вегу на небе круглый год. Если летом и в начале осени по вечерам она наблюдается высоко в небе на юге, а во вторую половину осени на западе, то зимой Вега плывет низко над горизонтом на севере. Весной звезду легко найти в восточной части неба.

Вега и Большой летний треугольник

Три яркие звезды, Вега, Денеб и Альтаир образуют на небе Большой летний треугольник, гигантский астеризм, который наблюдается с мая по октябрь. Это главный звездный рисунок на летнем небе. Он притягивает к себе внимание уже при первом мимолетном взгляде на вечерний небосклон июля или августа.

Вега находится в правом верхнем углу треугольника и является в ней ярчайшей звездой. Летний треугольник — очень полезная фигура: он выполняет роль ориентира, отталкиваясь от которого можно довольно просто найти все летние созвездия. Через летний треугольник проходит полоса Млечного Пути.

Альфа Лиры

Одновременно Вега возглавляет маленькое, но бросающееся в глаза созвездие Лиры. Основной рисунок этого созвездия — параллелограмм из звезд 3-й и 4-й зв. вел., расположенный непосредственно под Вегой. Вместе со звездами эпсилон и дзета Вега образует крошечный равносторонний треугольник, «сидящий» на вершине параллелограмма.

Интересно, что греческая буква «альфа» утвердилась за Вегой задолго до выхода знаменитого атласа Иоганна Байера «Уранометрия», в котором наиболее ярким звездам созвездий были впервые присвоены буквы греческого алфавита. Ярчайшая звезда именовалась буквой альфа (α), следующая за ней по яркости — бета (β) и так далее, вплоть до омеги (ω). В издании Альмагеста 1551 года звезда именовалась как α Лиры. Этому, по-видимому, способствовала ее необыкновенная яркость в сравнении с окружающими светилами.

Вега в телескоп

Если у вас есть телескоп или бинокль, не упустите возможности посмотреть на Вегу! Бинокль обладает более широким полем зрения, чем телескоп, и покажет прекрасные звездные поля, окружающие Вегу. В телескоп Вега предстанет далеким голубовато-белым солнцем в окружении десятков тусклых звезд-искорок. Если присмотреться, то рядом со звездой на расстоянии 57″ к югу можно увидеть спутник 9,5^m. Спутник Веги — оптический: звезды случайно оказались на небе поблизости друг от друга, в реальности же их разделяют многие световые года. Для того, чтобы увидеть пару во всей красе, понадобится телескоп с объективом не менее 150 мм. Тогда перед вами предстанет купающаяся в потоках света главной звезды маленькая искорка. Примерно в 1′ к западу от Веги есть еще одна звездочка, но увидеть ее в сиянии звезды — задача гораздо более сложная, достижимая только для продвинутых любительских телескопов (блеск спутника всего 11^m).

Когда смотришь на Вегу в телескоп, то при хороших атмосферных условиях кажется, будто звезда имеет крохотный голубой диск. В XVII-XVIII веках астрономы считали, что и вправду способны видеть в свои телескопы диски звезд. Только в XIX веке астроном Эри доказал, что такие диски кажущиеся и обусловлены дифракцией света. Однако, к примеру, для Галилея наблюдаемый феномен был еще одним доказательством того, что звезды — это далекие солнца. «Сверх того, у Солнца нет решительно никаких свойств, по которым мы могли бы выделить его из всего стада неподвижных звезд»… — писал он в то время, когда большинство просвещенных людей все еще полагало, будто звезды прикреплены к хрустальной сфере…

Физические характеристики Веги

Вега — горячая звезда спектрального класса A0V. Она больше и гораздо ярче Солнца: ее масса в 2,1 раза превосходит массу нашей звезды, диаметр — в 2,8 раза, Вега излучает в 40 раз больше света, чем наше дневное светило. Цвет звезды — белый, с голубоватым оттенком.

Вега является одной из ближайших звезд к Солнцу: расстояние до нее составляет 25,3 световых лет или 7,67 пк. В радиусе 10 пк от Солнца это звезда наибольшей светимости.

Звезды наибольшей светимости в окрестностях Солнца

Звезда	Спектр	Масса	Радиус	Светимость	Расстояние пк	Расстояние св. г.
Вега	A0V	2.13	2,36 х 2,82	40.10	7.68	25.00
Сириус А	A1V	2.06	1.71	25.40	2.64	8.60
Фомальгаут	A3V	1.92	1.84	16.60	7.70	25.10
Альтаир	A7 IV-V	1.79	1.63	10.60	5.13	16.73
Процион	F5 IV-V	1.50	2.05	6.93	3.51	11.46
δ Эридана	K0IV	1.33	2.33	3.00	9.04	19.49
π³ Ориона	F6V	1.24	1.32	2.82	8.07	26.32
γ Зайца	F6V	1.23	1.33	2.29	8.93	29.12
α Центавра А	G2V	1.10	1.22	1.52	1.32	4.37
γ Павлина	F9V	1.21	1.15	1.52	9.26	30.21

Масса, радиус и светимость звезд даны в единицах Солнца. Расстояние указано в парсеках (пк) и в световых годах (св. г.).

Возраст Веги оценивается в 450 миллионов лет — она примерно в 10 раз младше Солнца. Несмотря на это, эволюционно Вега, как и Солнце, находится примерно в середине жизни. Как и Солнце, Вега пребывает на Главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рессела. Это означает, что звезда находится в состоянии динамического равновесия между силой тяжести, стремящейся сжать тело, и давлением излучения, идущим из недр, которое расталкивает вещество в стороны.

Равновесие поддерживается ядерными реакциями в ядре звезды, где при температуре 16 миллионов градусов из атомов водорода синтезируются атомы гелия (CNO-цикл). Эта реакция сможет удерживать звезду на Главной последовательности еще в течение примерно 500 миллионов лет, после чего водород в ядре исчерпается, и звезда начнет превращаться в красный гигант. Конечная стадия эволюции Веги аналогична солнечной — прохождение через стадию планетарной туманности с образованием сверхплотного белого карлика.

Интересный момент: несмотря на то, что звезда родилась гораздо позже Солнца, в ее составе наблюдается недостаток химических элементов тяжелее гелия, что характерно для звезд старше Солнца! Последнее неудивительно, ведь все элементы тяжелее гелия рождаются в недрах звезд, которые, умирая, выбрасывают часть своего вещества, обогащенного металлами, в космос. В результате следующее поколение звезд должно содержать больше тяжелых элементов. Но в случае с Вегой это не так. Очевидно, звезда образовалась из водородного облака, бедного металлами и космической пылью.

Интересные факты о Веге

Вега — самая изучаемая звезда после Солнца

В той или иной степени этой звезде посвящены 2466 научных работ и статей, опубликованных после 1850 года. Здесь сыграли свою роль и яркость Веги, и ее близость к Солнцу, и то, что Вега долгое время использовалась в качестве фундаментального калибратора для различных фотометрических систем. Но все же этого было бы недостаточно, если бы Вега не занимала свое сверхудачное место на небесной сфере. В разное время года она проходит близко от зенита для большинства обсерваторий северного полушария Земли, что делает ее гораздо более удобным объектом для наблюдений, чем похожий на нее Сириус.

Аномальная звезда

С Вегой связана любопытная история. В 60-е годы XX века выяснилось, что альфа Лиры имеет аномально большую светимость и температуру для звезд своего класса. (Светимость можно вычислить, если знать блеск звезды и точно измерить расстояние до нее.) По всем расчетам выходило, что звезда излучает почти в 1,5 раза больше света, чем другие подобные ей звезды класса A0V. Некоторое время астрономы пытались объяснить это наличием у Веги звезды-спутника, который мог бы вносить свой вклад в общее излучение звезды. Однако все попытки обнаружить такой спутник (визуально, спектрально или астрометрически) дали отрицательный результат.

Наконец, в 1980-х годах было высказано предположение, что разгадка аномальной светимости Веги кроется… в ее чрезвычайно быстром вращении вокруг своей оси! Как это связано, спросите вы? Разве звезды светят ярче из-за того, быстрее или медленнее они вращаются?

Конечно, нет! Но дело тут вот в чем. Если тело вращается вокруг своей оси достаточно быстро, его форма не может быть идеальной сферой — оно будет сплюснуто к полюсам! Причиной тому — действие центробежных сил, которые стремятся растащить вещество на экваторе, где линейная скорость вращения максимальна. Из-за этого полярный диаметр Земли на 21 километр меньше экваториального. А если посмотреть на фотографии Юпитера или Сатурна, сутки на которых длятся 10 и 9 часов соответственно, то там эта «сплюснутость» буквально бросается в глаза!

Солнце представляется нам почти идеальной сферой, так как вращается чрезвычайно медленно: на один оборот вокруг своей оси у него уходит 25,4 суток — почти целый месяц! Но не все звезды такие, как Солнце. Многие массивные горячие звезды вращаются гораздо быстрее и потому их форма должна быть эллипсоидальной. Такие светила астрономы называют звездами-волчками.

А что Вега?

Звезда-волчок

Долгое время считалось, что Вега вращается почти так же медленно, как и Солнце. Тут надо пояснить: астрономы измеряют скорость вращения звезд косвенным путем по доплеровским сдвигам линий в их спектрах. При вращении звезды одна ее часть приближается к наблюдателю, а другая часть, наоборот, удаляется. Соответственно и линии поглощения в спектре исследуемой звезды смещаются в сторону фиолетового или красного цветов. Измеряя степень отклонения линий, можно найти скорость вращения звезды. Однако этот метод хорош, если звезда обращена к нам экватором. Тогда мы можем измерить действительную скорость ее вращения. Однако как быть со звездой, которая обращена к нам полюсом? Ведь тогда все части звезды не приближаются к Земле, но и не удаляются, так как вращение происходит в перпендикулярной плоскости! Соответственно, мы не наблюдали бы никаких доплеровских сдвигов вне зависимости от того, с какой скоростью вращается звезда!

Итак, в случае Веги спектральный анализ показывал весьма умеренные сдвиги линий, соответствовавшие периоду в 5 дней, и ничто не указывало на обратное. Кроме… аномальной светимости!

Если Вега вращается достаточно быстро, ее форма искажена. Центробежные силы вытягивают звезду вдоль экватора, и со стороны она становится похожей на дыню или мяч для регби.

Но тогда полюса находятся ближе к горячему ядру звезды и потому сами становятся горячее и ярче. Экваториальные области, наоборот, гораздо холоднее, чем у аналогичной, но медленно вращающейся звезды, так как располагаются дальше от ядра звезды. Теперь, имея в виду эти соображения, не кажется ли уместным предположить, что Вега — настоящая звезда-волчок, обращенная к нам горячим и ярким полюсом? Эта гипотеза прекрасно объясняет аномальную светимость звезды (ведь мы смотрим на ее сплюснутые области, которые горячее, чем у аналогичных звезд сферической формы), а заодно показывает, почему стандартная процедура измерения скорости вращения Веги давала столь малые величины (именно потому, что звезда вращается для нас «плашмя» и ее вещество практически не двигается по отношению к земному наблюдателю).

Эту красивую гипотезу удалось проверить в 2005 году на интерферометре CHARA (обсерватория Маунт-Вильсон). Наблюдения полностью подтвердили догадку астрономов. Оказалось, что экваториальный радиус Веги на 28% больше ее полярного радиуса. Было найдено гравитационное потемнение диска к экватору и измерена температура на разных участках поверхности. Выяснилось, что Вега совершает оборот вокруг своей оси всего за 12,5 часов! Материя на экваторе звезды вращается со скоростью 274 км/с, что составляет 91% от критической. Превысив критическую скорость, звезда неизбежно была бы разорвана центробежными силами.

Вега — первая звезда, у которой был обнаружен околозвездный диск

В начале 80-х годов XX века в космосе работал орбитальный телескоп IRAS. Его задача была составить обзор неба в инфракрасном свете. По результатам работы телескопа в 1984 году астрономы объявили об открытии у нескольких звезд остаточных пылевых и обломочных дисков, похожих по своей структуре и свойствам на пояс Койпера в Солнечной системе. Вега стала первой звездой, у которой был найден подобный диск. Он оказался огромным — радиус диска составляет по меньшей мере 550 астрономических единиц!

Это открытие стало также первым доказательством существования твердой материи (пыли и мелких астероидов) у звезд за пределами Солнечной системы. С тех пор все такие звезды, демонстрирующие избыток излучения в далекой инфракрасной области спектра, именуются «вегоподобными» звездами.

Вот уже 30 лет диск Веги активно изучается в инфракрасном и субмиллиметровом диапазонах. В тепловых лучах диск всегда показывал ровную, однородную структуру. А вот на более длинноволновых участках спектра в 1998 году в нем были обнаружены узлы пыли на расстоянии 60 и 75 астрономических единиц от Веги (9 — 11,25 миллиардов километров). Астрономы интерпретировали это явление как следствие существования гигантской планеты на орбите вокруг звезды, которая влияет на поведение пыли силой своего притяжения. Орбита предполагаемой планеты должна быть довольно вытянутой и иметь бо́льшую полуось 30 а. е., что сопоставимо с размерами орбиты Нептуна.

Так Вега стала первой из ярчайших звезд, у которых было заподозрено существование планет. Однако до сих пор наличие планеты не подтверждено. Например, самые последние наблюдения на инструментах с более высокой чувствительностью не подтверждают наличие узлов пыли ни в инфракрасной, ни в субмиллиметровой областях спектра.

Вега была и будет полярной звездой

Полярная звезда знаменита не потому, что самая яркая, как часто думают некоторые далекие от астрономии люди, а потому, что на нее указывает северный полюс Земли. Благодаря этому Полярная звезда всегда — в любое время года и суток! — остается на одном и том же месте на небе.

Но так было не всегда, ведь ось вращения Земли находится в постоянном движении. Она описывает в пространстве конус с периодом 25770 лет. Это явление, названное прецессией, было открыто еще античным астрономом Гиппархом. В результате прецессии полюс мира медленно путешествует по небу от одной звезды к другой.

Примерно 12,5 тыс. лет назад полюс находился неподалеку от Веги. Затем переместился к гамма Дракона, а от нее — к звезде Тубан. Во времена Гомера роль полярной исполняла звезда Кохаб, бета Малой Медведицы, и только в последние полторы тысячи лет таковой стала Полярная звезда.

Надо сказать, что из всех этих звезд Вега — ярчайшая! Вероятно, в далеком прошлом она ничуть не хуже помогала ориентироваться первобытным путешественникам, чем это делает сейчас Полярная звезда!

Еще примерно через 13,5 тыс. лет круг прецессии замкнется, и северный полюс мира вновь будет находится менее чем в 4° от яркой Веги.

В будущем Вега станет самой яркой звездой на небе после Солнца

В грубом приближении Солнце вместе с планетами движется по направлению к Веге. Это не значит, что Солнечная система столкнется со звездой: просторы космоса слишком велики для подобного рода коллизий. Однако в далеком будущем, на временном промежутке 210 – 480 тыс. лет от наших дней Вега будет самой яркой звездой на ночном небе Земли, сменив Сириус. Примерно через 290 тысяч лет звезда подойдет к нам на минимальное расстояние около 17,2 св. лет; блеск ее будет равен -0,81^m.

Затем Вега начнет удаляться, пока через миллион лет не перестанет быть видимой невооруженным глазом. Ее место на земном небосводе займут другие звезды, временные попутчики нашего Солнца в грандиозном галактическом хороводе.

Post Views:
23 913

Vega

Location of Vega (circled)
Observation data Epoch J2000.0      Equinox J2000.0
Constellation	Lyra
Pronunciation	[1][2][3] or [2]
Right ascension	18h 36m 56.33635s[4]
Declination	+38° 47′ 01.2802″[4]
Apparent magnitude (V)	+0.026[5] (−0.02…+0.07[6])
Characteristics
Evolutionary stage	Main sequence
Spectral type	A0Va[7]
U−B color index	0.00[8]
B−V color index	0.00[8]
Variable type	Delta Scuti[6]
Astrometry
Radial velocity (Rv)	−13.9±0.9[9] km/s
Proper motion (μ)	RA: 200.94[4] mas/yr Dec.: 286.23[4] mas/yr
Parallax (π)	130.23 ± 0.36 mas[4]
Distance	25.04 ± 0.07 ly (7.68 ± 0.02 pc)
Absolute magnitude (MV)	+0.582[10]
Details
Mass	2.135±0.074[11] M☉
Radius	2.362–2.818[11] R☉
Luminosity	40.12±0.45[11] L☉
Surface gravity (log g)	4.1±0.1[12] cgs
Temperature	9,602±180[13] (8,152–10,060 K)[11][note 1] K
Metallicity [Fe/H]	−0.5[13] dex
Rotational velocity (v sin i)	20.48±0.11[11] km/s
Age	455±13[11] Myr
Other designations
Wega[14], Lucida Lyrae[15], Alpha Lyrae, α Lyrae, 3 Lyrae, BD+38°3238, GJ 721, HD 172167, HIP 91262, HR 7001, SAO 67174, LTT 15486[16]
Database references
SIMBAD	data

Vega is the brightest star in the northern constellation of Lyra. It has the Bayer designation α Lyrae, which is Latinised to Alpha Lyrae and abbreviated Alpha Lyr or α Lyr. This star is relatively close at only 25 light-years (7.7 parsecs) from the Sun,^[17] and one of the most luminous stars in the Sun’s neighborhood. It is the fifth-brightest star in the night sky, and the second-brightest star in the northern celestial hemisphere, after Arcturus.

Vega has been extensively studied by astronomers, leading it to be termed «arguably the next most important star in the sky after the Sun».^[18] Vega was the northern pole star around 12,000 BCE and will be so again around the year 13,727, when its declination will be +86° 14′.^[19] Vega was the first star other than the Sun to have its image and spectrum photographed.^[20][21] It was one of the first stars whose distance was estimated through parallax measurements. Vega has functioned as the baseline for calibrating the photometric brightness scale and was one of the stars used to define the zero point for the UBV photometric system.

Vega is only about a tenth of the age of the Sun, but since it is 2.1 times as massive, its expected lifetime is also one tenth of that of the Sun; both stars are at present approaching the midpoint of their life expectancies. Compared with the Sun, Vega has a lower abundance of elements heavier than helium.^[13] Vega is also a variable star that varies slightly in brightness. It is rotating rapidly with a velocity of 236 km/s at the equator. This causes the equator to bulge outward due to centrifugal effects, and, as a result, there is a variation of temperature across the star’s photosphere that reaches a maximum at the poles. From Earth, Vega is observed from the direction of one of these poles.^[22]

Based on an observed excess emission of infrared radiation, Vega appears to have a circumstellar disk of dust. This dust is likely to be the result of collisions between objects in an orbiting debris disk, which is analogous to the Kuiper belt in the Solar System.^[23] Stars that display an infrared excess due to dust emission are termed Vega-like stars.^[24] In 2021, a candidate ultra-hot Neptune on a 2.43-day orbit around Vega was discovered with the radial velocity method, additionally, another possible Saturn-mass signal with a period of about 200 days.^[25]

Nomenclature[edit]

α Lyrae (Latinised to Alpha Lyrae) is the star’s Bayer designation. The traditional name Vega (earlier Wega^[14]) comes from a loose transliteration of the Arabic word wāqi’ (Arabic: واقع) meaning «falling» or «landing», via the phrase an-nasr al-wāqi’ (Arabic: النّسر الْواقع), «the falling eagle».^[26] In 2016, the International Astronomical Union (IAU) organized a Working Group on Star Names (WGSN)^[27] to catalog and standardize proper names for stars. The WGSN’s first bulletin of July 2016^[28] included a table of the first two batches of names approved by the WGSN; which included Vega for this star. It is now so entered in the IAU Catalog of Star Names.^[29]

Observation[edit]

Vega can often be seen near the zenith in the mid-northern latitudes during the evening in the Northern Hemisphere summer.^[30] From mid-southern latitudes, it can be seen low above the northern horizon during the Southern Hemisphere winter. With a declination of +38.78°, Vega can only be viewed at latitudes north of 51° S. Therefore, it does not rise at all anywhere in Antarctica or in the southernmost part of South America, including Punta Arenas, Chile (53° S). At latitudes to the north of 51° N, Vega remains continuously above the horizon as a circumpolar star. Around July 1, Vega reaches midnight culmination when it crosses the meridian at that time.^[31]

Each night the positions of the stars appear to change as the Earth rotates. However, when a star is located along the Earth’s axis of rotation, it will remain in the same position and thus is called a pole star. The direction of the Earth’s axis of rotation gradually changes over time in a process known as the precession of the equinoxes. A complete precession cycle requires 25,770 years,^[32] during which time the pole of the Earth’s rotation follows a circular path across the celestial sphere that passes near several prominent stars. At present the pole star is Polaris, but around 12,000 BCE the pole was pointed only five degrees away from Vega. Through precession, the pole will again pass near Vega around 14,000 CE.^[33] Vega is the brightest of the successive northern pole stars.^[14] In 210,000 years, Vega will become the brightest star in the night sky,^[34] and will peak in brightness in 290,000 years with an apparent magnitude of –0.81.^[34]

This star lies at a vertex of a widely spaced asterism called the Summer Triangle, which consists of Vega plus the two first-magnitude stars Altair, in Aquila, and Deneb in Cygnus.^[30] This formation is the approximate shape of a right triangle, with Vega located at its right angle. The Summer Triangle is recognizable in the northern skies for there are few other bright stars in its vicinity.^[35]

Observational history[edit]

Astrophotography, the photography of celestial objects, began in 1840 when John William Draper took an image of the Moon using the daguerreotype process. On 17 July 1850, Vega became the first star (other than the Sun) to be photographed, when it was imaged by William Bond and John Adams Whipple at the Harvard College Observatory, also with a daguerreotype.^[14][20][36] In August 1872, Henry Draper took a photograph of Vega’s spectrum, the first photograph of a star’s spectrum showing absorption lines.^[21] Similar lines had already been identified in the spectrum of the Sun.^[37] In 1879, William Huggins used photographs of the spectra of Vega and similar stars to identify a set of twelve «very strong lines» that were common to this stellar category. These were later identified as lines from the Hydrogen Balmer series.^[38] Since 1943, the spectrum of this star has served as one of the stable anchor points by which other stars are classified.^[39]

The distance to Vega can be determined by measuring its parallax shift against the background stars as the Earth orbits the Sun. The first person to publish a star’s parallax was Friedrich G. W. von Struve, when he announced a value of 0.125 arcsecond (0.125″) for Vega.^[40] Friedrich Bessel was skeptical about Struve’s data, and, when Bessel published a parallax of 0.314″ for the star system 61 Cygni, Struve revised his value for Vega’s parallax to nearly double the original estimate. This change cast further doubt on Struve’s data. Thus most astronomers at the time, including Struve, credited Bessel with the first published parallax result. However, Struve’s initial result was actually close to the currently accepted value of 0.129″,^[41][42] as determined by the Hipparcos astrometry satellite.^[4][43][44]

The brightness of a star, as seen from Earth, is measured with a standardized, logarithmic scale. This apparent magnitude is a numerical value that decreases in value with increasing brightness of the star. The faintest stars visible to the unaided eye are sixth magnitude, while the brightest in the night sky, Sirius, is of magnitude −1.46. To standardize the magnitude scale, astronomers chose Vega to represent magnitude zero at all wavelengths. Thus, for many years, Vega was used as a baseline for the calibration of absolute photometric brightness scales.^[45] However, this is no longer the case, as the apparent magnitude zero point is now commonly defined in terms of a particular numerically specified flux. This approach is more convenient for astronomers, since Vega is not always available for calibration and varies in brightness.^[46]

The UBV photometric system measures the magnitude of stars through ultraviolet, blue and yellow filters, producing U, B and V values, respectively. Vega is one of six A0V stars that were used to set the initial mean values for this photometric system when it was introduced in the 1950s. The mean magnitudes for these six stars were defined as: U − B = B − V = 0. In effect, the magnitude scale has been calibrated so that the magnitude of these stars is the same in the yellow, blue and ultraviolet parts of the electromagnetic spectrum.^[47] Thus, Vega has a relatively flat electromagnetic spectrum in the visual region—wavelength range 350–850 nanometers, most of which can be seen with the human eye—so the flux densities are roughly equal; 2,000–4,000 Jy.^[48] However, the flux density of Vega drops rapidly in the infrared, and is near 100 Jy at 5 micrometers.^[49]

Photometric measurements of Vega during the 1930s appeared to show that the star had a low-magnitude variability on the order of ±0.03 magnitude (around ±2.8%^{[note 2]} luminosity). This range of variability was near the limits of observational capability for that time, and so the subject of Vega’s variability has been controversial. The magnitude of Vega was measured again in 1981 at the David Dunlap Observatory and showed some slight variability. Thus it was suggested that Vega showed occasional low-amplitude pulsations associated with a Delta Scuti variable.^[50] This is a category of stars that oscillate in a coherent manner, resulting in periodic pulsations in the star’s luminosity.^[51] Although Vega fits the physical profile for this type of variable, other observers have found no such variation. Thus the variability was thought to possibly be the result of systematic errors in measurement.^[52][53] However, a 2007 article surveyed these and other results, and concluded that «A conservative analysis of the foregoing results suggests that Vega is quite likely variable in the 1–2% range, with possible occasional excursions to as much as 4% from the mean».^[54] Also, a 2011 article affirms that «The long-term (year-to-year) variability of Vega was confirmed».^[55]

Vega became the first solitary main-sequence star beyond the Sun known to be an X-ray emitter when in 1979 it was observed from an imaging X-ray telescope launched on an Aerobee 350 from the White Sands Missile Range.^[56] In 1983, Vega became the first star found to have a disk of dust. The Infrared Astronomical Satellite (IRAS) discovered an excess of infrared radiation coming from the star, and this was attributed to energy emitted by the orbiting dust as it was heated by the star.^[57]

Physical characteristics[edit]

Vega’s spectral class is A0V, making it a blue-tinged white main-sequence star that is fusing hydrogen to helium in its core. Since more massive stars use their fusion fuel more quickly than smaller ones, Vega’s main-sequence lifetime is roughly one billion years, a tenth of the Sun’s.^[58] The current age of this star is about 455 million years,^[11] or up to about half its expected total main-sequence lifespan. After leaving the main sequence, Vega will become a class-M red giant and shed much of its mass, finally becoming a white dwarf. At present, Vega has more than twice the mass^[22] of the Sun and its bolometric luminosity is about 40 times the Sun’s. Because it is rotating rapidly, approximately once every 12.5 hours,^[59] and seen nearly pole-on, its apparent luminosity, calculated assuming it was the same brightness all over, is about 57 times the Sun’s.^[12] If Vega is variable, then it may be a Delta Scuti type with a period of about 0.107 day.^[50]

Most of the energy produced at Vega’s core is generated by the carbon–nitrogen–oxygen cycle (CNO cycle), a nuclear fusion process that combines protons to form helium nuclei through intermediary nuclei of carbon, nitrogen and oxygen. This process becomes dominant at a temperature of about 17 million K,^[60] which is slightly higher than the core temperature of the Sun, but is less efficient than the Sun’s proton–proton chain fusion reaction. The CNO cycle is highly temperature sensitive, which results in a convection zone about the core^[61] that evenly distributes the ‘ash’ from the fusion reaction within the core region. The overlying atmosphere is in radiative equilibrium. This is in contrast to the Sun, which has a radiation zone centered on the core with an overlying convection zone.^[62]

The energy flux from Vega has been precisely measured against standard light sources. At 5,480 Å, the flux density is 3,650 Jy with an error margin of 2%.^[63] The visual spectrum of Vega is dominated by absorption lines of hydrogen; specifically by the hydrogen Balmer series with the electron at the n=2 principal quantum number.^[64][65] The lines of other elements are relatively weak, with the strongest being ionized magnesium, iron and chromium.^[66] The X-ray emission from Vega is very low, demonstrating that the corona for this star must be very weak or non-existent.^[67] However, as the pole of Vega is facing Earth and a polar coronal hole may be present,^[56][68] confirmation of a corona as the likely source of the X-rays detected from Vega (or the region very close to Vega) may be difficult as most of any coronal X-rays would not be emitted along the line of sight.^[68][69]

Using spectropolarimetry, a magnetic field has been detected on the surface of Vega by a team of astronomers at the Observatoire du Pic du Midi. This is the first such detection of a magnetic field on a spectral class A star that is not an Ap chemically peculiar star. The average line of sight component of this field has a strength of −0.6 ± 0.3 gauss (G).^[70] This is comparable to the mean magnetic field on the Sun.^[71] Magnetic fields of roughly 30 G have been reported for Vega, compared to about 1 G for the Sun.^[56] In 2015, bright starspots were detected on the star’s surface—the first such detection for a normal A-type star, and these features show evidence of rotational modulation with a period of 0.68 day.^[72]

Rotation[edit]

Vega has a rotation period of 12.5 hours,^[73] much faster than the Sun’s rotational period but similar to, and slightly slower than, those of Jupiter and Saturn. Because of that, Vega is significantly oblate like those two planets.

When the radius of Vega was measured to high accuracy with an interferometer, it resulted in an unexpectedly large estimated value of 2.73 ± 0.01 times the radius of the Sun. This is 60% larger than the radius of the star Sirius, while stellar models indicated it should only be about 12% larger. However, this discrepancy can be explained if Vega is a rapidly rotating star that is being viewed from the direction of its pole of rotation. Observations by the CHARA array in 2005–06 confirmed this deduction.^[12]

The pole of Vega—its axis of rotation—is inclined no more than five degrees from the line-of-sight to the Earth. At the high end of estimates for the rotation velocity for Vega is 236.2 ± 3.7 km/s^[11] along the equator, much higher than the observed (i.e. projected) rotational velocity because Vega is seen almost pole-on. This is 88% of the speed that would cause the star to start breaking up from centrifugal effects.^[11] This rapid rotation of Vega produces a pronounced equatorial bulge, so the radius of the equator is 19% larger than the polar radius. (The estimated polar radius of this star is 2.362 ± 0.012 solar radii, while the equatorial radius is 2.818 ± 0.013 solar radii.^[11]) From the Earth, this bulge is being viewed from the direction of its pole, producing the overly large radius estimate.

The local surface gravity at the poles is greater than at the equator, which produces a variation in effective temperature over the star: the polar temperature is near 10,000 K, while the equatorial temperature is about 8,152 K.^[11] This large temperature difference between the poles and the equator produces a strong gravity darkening effect. As viewed from the poles, this results in a darker (lower-intensity) limb than would normally be expected for a spherically symmetric star. The temperature gradient may also mean that Vega has a convection zone around the equator,^[12][74] while the remainder of the atmosphere is likely to be in almost pure radiative equilibrium.^[75] By the Von Zeipel theorem, the local luminosity is higher at the poles. As a result, if Vega were viewed along the plane of its equator instead of almost pole-on, then its overall brightness would be lower.

As Vega had long been used as a standard star for calibrating telescopes, the discovery that it is rapidly rotating may challenge some of the underlying assumptions that were based on it being spherically symmetric. With the viewing angle and rotation rate of Vega now better known, this will allow improved instrument calibrations.^[76]

Element abundance[edit]

In astronomy, those elements with higher atomic numbers than helium are termed «metals». The metallicity of Vega’s photosphere is only about 32% of the abundance of heavy elements in the Sun’s atmosphere.^{[note 3]} (Compare this, for example, to a threefold metallicity abundance in the similar star Sirius as compared to the Sun.) For comparison, the Sun has an abundance of elements heavier than helium of about Z_Sol = 0.0172±0.002.^[77] Thus, in terms of abundances, only about 0.54% of Vega consists of elements heavier than helium. Nitrogen is slightly more abundant, oxygen is only marginally less abundant and sulfur abundance is about 50% of solar. On the other hand, Vega has only 10% to 30% of the solar abundance for most other major elements with barium and scandium below 10%.^[78]

The unusually low metallicity of Vega makes it a weak Lambda Boötis star.^[79][80] However, the reason for the existence of such chemically peculiar, spectral class A0–F0 stars remains unclear. One possibility is that the chemical peculiarity may be the result of diffusion or mass loss, although stellar models show that this would normally only occur near the end of a star’s hydrogen-burning lifespan. Another possibility is that the star formed from an interstellar medium of gas and dust that was unusually metal-poor.^[81]

The observed helium to hydrogen ratio in Vega is 0.030±0.005, which is about 40% lower than the Sun. This may be caused by the disappearance of a helium convection zone near the surface. Energy transfer is instead performed by the radiative process, which may be causing an abundance anomaly through diffusion.^[82]

Kinematics[edit]

The radial velocity of Vega is the component of this star’s motion along the line-of-sight to the Earth. Movement away from the Earth will cause the light from Vega to shift to a lower frequency (toward the red), or to a higher frequency (toward the blue) if the motion is toward the Earth. Thus the velocity can be measured from the amount of shift of the star’s spectrum. Precise measurements of this blueshift give a value of −13.9 ± 0.9 km/s.^[9] The minus sign indicates a relative motion toward the Earth.

Motion transverse to the line of sight causes the position of Vega to shift with respect to the more distant background stars. Careful measurement of the star’s position allows this angular movement, known as proper motion, to be calculated. Vega’s proper motion is 202.03 ± 0.63 milliarcseconds (mas) per year in right ascension—the celestial equivalent of longitude—and 287.47 ± 0.54 mas/y in declination, which is equivalent to a change in latitude. The net proper motion of Vega is 327.78 mas/y,^[83] which results in angular movement of a degree every 11,000 years.

In the galactic coordinate system, the space velocity components of Vega are (U, V, W) = (−16.1 ± 0.3, −6.3 ± 0.8, −7.7 ± 0.3) km/s, for a net space velocity of 19 km/s.^[84] The radial component of this velocity—in the direction of the Sun—is −13.9 km/s, while the transverse velocity is 9.9 km/s. Although Vega is at present only the fifth-brightest star in the night sky, the star is slowly brightening as proper motion causes it to approach the Sun.^[85] Vega will make its closest approach in an estimated 264,000 years at a perihelion distance of 13.2 ly (4.04 pc).^[86]

Based on this star’s kinematic properties, it appears to belong to a stellar association called the Castor Moving Group. However, Vega may be much older than this group, so the membership remains uncertain.^[11] This group contains about 16 stars, including Alpha Librae, Alpha Cephei, Castor, Fomalhaut and Vega. All members of the group are moving in nearly the same direction with similar space velocities. Membership in a moving group implies a common origin for these stars in an open cluster that has since become gravitationally unbound.^[87] The estimated age of this moving group is 200 ± 100 million years, and they have an average space velocity of 16.5 km/s.^{[note 4][84]}

Possible planetary system[edit]

The Vega planetary system^[25]

Companion (in order from star)	Mass	Semimajor axis (AU)	Orbital period (days)	Eccentricity	Inclination	Radius
b (unconfirmed)	≥21.9±5.1 M🜨	0.04555±0.00053	2.42977±0.00016	0.25±0.15	—	—
Debris disk	86–815 AU	6.2?°	—

Infrared excess[edit]

One of the early results from the Infrared Astronomy Satellite (IRAS) was the discovery of excess infrared flux coming from Vega, beyond what would be expected from the star alone. This excess was measured at wavelengths of 25, 60 and 100 μm, and came from within an angular radius of 10 arcseconds (10″) centered on the star. At the measured distance of Vega, this corresponded to an actual radius of 80 astronomical units (AU), where an AU is the average radius of the Earth’s orbit around the Sun. It was proposed that this radiation came from a field of orbiting particles with a dimension on the order of a millimetre, as anything smaller would eventually be removed from the system by radiation pressure or drawn into the star by means of Poynting–Robertson drag.^[88] The latter is the result of radiation pressure creating an effective force that opposes the orbital motion of a dust particle, causing it to spiral inward. This effect is most pronounced for tiny particles that are closer to the star.^[89]

Subsequent measurements of Vega at 193 μm showed a lower than expected flux for the hypothesized particles, suggesting that they must instead be on the order of 100 μm or less. To maintain this amount of dust in orbit around Vega, a continual source of replenishment would be required. A proposed mechanism for maintaining the dust was a disk of coalesced bodies that were in the process of collapsing to form a planet.^[88] Models fitted to the dust distribution around Vega indicate that it is a 120-astronomical-unit-radius circular disk viewed from nearly pole-on. In addition, there is a hole in the center of the disk with a radius of no less than 80 AU.^[90]

Following the discovery of an infrared excess around Vega, other stars have been found that display a similar anomaly that is attributable to dust emission. As of 2002, about 400 of these stars have been found, and they have come to be termed «Vega-like» or «Vega-excess» stars. It is believed that these may provide clues to the origin of the Solar System.^[24]

Debris disks[edit]

By 2005, the Spitzer Space Telescope had produced high-resolution infrared images of the dust around Vega. It was shown to extend out to 43″ (330 AU) at a wavelength of 24 μm, 70″ (543 AU) at 70 μm and 105″ (815 AU) at 160 μm. These much wider disks were found to be circular and free of clumps, with dust particles ranging from 1–50 μm in size. The estimated total mass of this dust is 3×10⁻³ times the mass of the Earth (around 7.5 times more massive than the asteroid belt). Production of the dust would require collisions between asteroids in a population corresponding to the Kuiper Belt around the Sun. Thus the dust is more likely created by a debris disk around Vega, rather than from a protoplanetary disk as was earlier thought.^[23]

The inner boundary of the debris disk was estimated at 11″±2″, or 70–100 AU. The disk of dust is produced as radiation pressure from Vega pushes debris from collisions of larger objects outward. However, continuous production of the amount of dust observed over the course of Vega’s lifetime would require an enormous starting mass—estimated as hundreds of times the mass of Jupiter. Hence it is more likely to have been produced as the result of a relatively recent breakup of a moderate-sized (or larger) comet or asteroid, which then further fragmented as the result of collisions between the smaller components and other bodies. This dusty disk would be relatively young on the time scale of the star’s age, and it will eventually be removed unless other collision events supply more dust.^[23]

Observations, first with the Palomar Testbed Interferometer by David Ciardi and Gerard van Belle in 2001^[91] and then later confirmed with the CHARA array at Mt. Wilson in 2006 and the Infrared Optical Telescope Array at Mt. Hopkins in 2011,^[92] revealed evidence for an inner dust band around Vega. Originating within 8 AU of the star, this exozodiacal dust may be evidence of dynamical perturbations within the system.^[93] This may be caused by an intense bombardment of comets or meteors, and may be evidence for the existence of a planetary system.^[94]

Possible planets[edit]

Observations from the James Clerk Maxwell Telescope in 1997 revealed an «elongated bright central region» that peaked at 9″ (70 AU) to the northeast of Vega. This was hypothesized as either a perturbation of the dust disk by a planet or else an orbiting object that was surrounded by dust. However, images by the Keck telescope had ruled out a companion down to magnitude 16, which would correspond to a body with more than 12 times the mass of Jupiter.^[95] Astronomers at the Joint Astronomy Centre in Hawaii and at UCLA suggested that the image may indicate a planetary system still undergoing formation.^[96]

Determining the nature of the planet has not been straightforward; a 2002 paper hypothesizes that the clumps are caused by a roughly Jupiter-mass planet on an eccentric orbit. Dust would collect in orbits that have mean-motion resonances with this planet—where their orbital periods form integer fractions with the period of the planet—producing the resulting clumpiness.^[97]

In 2003 it was hypothesized that these clumps could be caused by a roughly Neptune-mass planet having migrated from 40 to 65 AU over 56 million years,^[98] an orbit large enough to allow the formation of smaller rocky planets closer to Vega. The migration of this planet would likely require gravitational interaction with a second, higher-mass planet in a smaller orbit.^[99]

Using a coronagraph on the Subaru Telescope in Hawaii in 2005, astronomers were able to further constrain the size of a planet orbiting Vega to no more than 5–10 times the mass of Jupiter.^[100] The issue of possible clumps in the debris disc was revisited in 2007 using newer, more sensitive instrumentation on the Plateau de Bure Interferometer. The observations showed that the debris ring is smooth and symmetric. No evidence was found of the blobs reported earlier, casting doubts on the hypothesized giant planet.^[101] The smooth structure has been confirmed in follow-up observations by Hughes et al. (2012)^[102] and the Herschel Space Telescope.^[103]

Although a planet has yet to be directly observed around Vega, the presence of a planetary system cannot yet be ruled out. Thus there could be smaller, terrestrial planets orbiting closer to the star. The inclination of planetary orbits around Vega is likely to be closely aligned to the equatorial plane of this star.^[104]

From the perspective of an observer on a hypothetical planet around Vega, the Sun would appear as a faint 4.3-magnitude star in the Columba constellation.^{[note 5]}

In 2021, a paper analyzing 10 years of spectra of Vega detected a candidate 2.43-day signal around Vega, statistically estimated to have only a 1% chance of being a false positive.^[25] Considering the amplitude of the signal, the authors estimated a minimum mass of 21.9±5.1 Earth masses, but considering the very oblique rotation of Vega itself of only 6.2° from Earth’s perspective, the planet may be aligned to this plane as well, giving it an actual mass of 203±47 Earth masses.^[25] The researchers also detected a faint 196.4+1.6
−1.9-day signal which could translate to a 80±21 Earth masses (740±190 at 6.2° inclination) but is too faint to claim as a real signal with available data.^[25]

Etymology and cultural significance[edit]

The name is believed to be derived from the Arabic term Al Nesr al Waki النسر الواقع which appeared in the Al Achsasi al Mouakket star catalogue and was translated into Latin as Vultur Cadens, «the falling eagle/vulture».^{[105][note 6]} The constellation was represented as a vulture in ancient Egypt,^[106] and as an eagle or vulture in ancient India.^[107][108] The Arabic name then appeared in the western world in the Alfonsine tables,^[109] which were drawn up between 1215 and 1270 by order of King Alfonso X.^[110] Medieval astrolabes of England and Western Europe used the names Wega and Alvaca, and depicted it and Altair as birds.^[111]

Among the northern Polynesian people, Vega was known as whetu o te tau, the year star. For a period of history it marked the start of their new year when the ground would be prepared for planting. Eventually this function became denoted by the Pleiades.^[112]

The Assyrians named this pole star Dayan-same, the «Judge of Heaven», while in Akkadian it was Tir-anna, «Life of Heaven». In Babylonian astronomy, Vega may have been one of the stars named Dilgan, «the Messenger of Light». To the ancient Greeks, the constellation Lyra was formed from the harp of Orpheus, with Vega as its handle.^[15] For the Roman Empire, the start of autumn was based upon the hour at which Vega set below the horizon.^[14]

In Chinese, 織女 (Zhī Nǚ), meaning Weaving Girl (asterism), refers to an asterism consisting of Vega, ε Lyrae and ζ¹ Lyrae.^[113] Consequently, the Chinese name for Vega is 織女一 (Zhī Nǚ yī, English: the First Star of Weaving Girl).^[114] In Chinese mythology, there is a love story of Qixi (七夕) in which Niulang (牛郎, Altair) and his two children (β Aquilae and γ Aquilae) are separated from their mother Zhinü (織女, lit. «weaver girl», Vega) who is on the far side of the river, the Milky Way.^[115] However, one day per year on the seventh day of the seventh month of the Chinese lunisolar calendar, magpies make a bridge so that Niulang and Zhinü can be together again for a brief encounter. The Japanese Tanabata festival, in which Vega is known as Orihime (織姫), is also based on this legend.^[116]

In Zoroastrianism, Vega was sometimes associated with Vanant, a minor divinity whose name means «conqueror».^[117]

The indigenous Boorong people of northwestern Victoria, Australia, named it as Neilloan,^[118] «the flying loan».^[119]

In the Srimad Bhagavatam, Shri Krishna tells Arjuna, that among the Nakshatras he is Abhijit, which remark indicates the auspiciousness of this Nakshatra.^[120]

Medieval astrologers counted Vega as one of the Behenian stars^[121] and related it to chrysolite and winter savory. Cornelius Agrippa listed its kabbalistic sign under Vultur cadens, a literal Latin translation of the Arabic name.^[122] Medieval star charts also listed the alternate names Waghi, Vagieh and Veka for this star.^[31]

W. H. Auden’s 1933 poem «A Summer Night (to Geoffrey Hoyland)»^[123] famously opens with the couplet, «Out on the lawn I lie in bed,/Vega conspicuous overhead».

Vega became the first star to have a car named after it with the French Facel Vega line of cars from 1954 onwards, and later on, in America, Chevrolet launched the Vega in 1971.^[124] Other vehicles named after Vega include the ESA’s Vega launch system^[125] and the Lockheed Vega aircraft.^[126]

Notes[edit]

References[edit]

External links[edit]

• Anonymous. «Vega». SolStation. The Sol Company. Retrieved November 9, 2005.
• Gilchrist, Eleanor; et al. (December 1, 2003). «New evidence for Solar-like planetary system around nearby star». Joint Astronomy Centre. Archived from the original on September 23, 2009. Retrieved November 10, 2007.
• Hill, Gay Yee; et al. (January 10, 2005). «Spitzer Sees Dusty Aftermath of Pluto-Sized Collision». NASA/Spitzer Space Telescope. Archived from the original on May 18, 2007. Retrieved November 2, 2007.

Vega

Location of Vega (circled)
Observation data Epoch J2000.0      Equinox J2000.0
Constellation	Lyra
Pronunciation	[1][2][3] or [2]
Right ascension	18h 36m 56.33635s[4]
Declination	+38° 47′ 01.2802″[4]
Apparent magnitude (V)	+0.026[5] (−0.02…+0.07[6])
Characteristics
Evolutionary stage	Main sequence
Spectral type	A0Va[7]
U−B color index	0.00[8]
B−V color index	0.00[8]
Variable type	Delta Scuti[6]
Astrometry
Radial velocity (Rv)	−13.9±0.9[9] km/s
Proper motion (μ)	RA: 200.94[4] mas/yr Dec.: 286.23[4] mas/yr
Parallax (π)	130.23 ± 0.36 mas[4]
Distance	25.04 ± 0.07 ly (7.68 ± 0.02 pc)
Absolute magnitude (MV)	+0.582[10]
Details
Mass	2.135±0.074[11] M☉
Radius	2.362–2.818[11] R☉
Luminosity	40.12±0.45[11] L☉
Surface gravity (log g)	4.1±0.1[12] cgs
Temperature	9,602±180[13] (8,152–10,060 K)[11][note 1] K
Metallicity [Fe/H]	−0.5[13] dex
Rotational velocity (v sin i)	20.48±0.11[11] km/s
Age	455±13[11] Myr
Other designations
Wega[14], Lucida Lyrae[15], Alpha Lyrae, α Lyrae, 3 Lyrae, BD+38°3238, GJ 721, HD 172167, HIP 91262, HR 7001, SAO 67174, LTT 15486[16]
Database references
SIMBAD	data

Vega is the brightest star in the northern constellation of Lyra. It has the Bayer designation α Lyrae, which is Latinised to Alpha Lyrae and abbreviated Alpha Lyr or α Lyr. This star is relatively close at only 25 light-years (7.7 parsecs) from the Sun,^[17] and one of the most luminous stars in the Sun’s neighborhood. It is the fifth-brightest star in the night sky, and the second-brightest star in the northern celestial hemisphere, after Arcturus.

Vega has been extensively studied by astronomers, leading it to be termed «arguably the next most important star in the sky after the Sun».^[18] Vega was the northern pole star around 12,000 BCE and will be so again around the year 13,727, when its declination will be +86° 14′.^[19] Vega was the first star other than the Sun to have its image and spectrum photographed.^[20][21] It was one of the first stars whose distance was estimated through parallax measurements. Vega has functioned as the baseline for calibrating the photometric brightness scale and was one of the stars used to define the zero point for the UBV photometric system.

Vega is only about a tenth of the age of the Sun, but since it is 2.1 times as massive, its expected lifetime is also one tenth of that of the Sun; both stars are at present approaching the midpoint of their life expectancies. Compared with the Sun, Vega has a lower abundance of elements heavier than helium.^[13] Vega is also a variable star that varies slightly in brightness. It is rotating rapidly with a velocity of 236 km/s at the equator. This causes the equator to bulge outward due to centrifugal effects, and, as a result, there is a variation of temperature across the star’s photosphere that reaches a maximum at the poles. From Earth, Vega is observed from the direction of one of these poles.^[22]

Based on an observed excess emission of infrared radiation, Vega appears to have a circumstellar disk of dust. This dust is likely to be the result of collisions between objects in an orbiting debris disk, which is analogous to the Kuiper belt in the Solar System.^[23] Stars that display an infrared excess due to dust emission are termed Vega-like stars.^[24] In 2021, a candidate ultra-hot Neptune on a 2.43-day orbit around Vega was discovered with the radial velocity method, additionally, another possible Saturn-mass signal with a period of about 200 days.^[25]

Nomenclature[edit]

α Lyrae (Latinised to Alpha Lyrae) is the star’s Bayer designation. The traditional name Vega (earlier Wega^[14]) comes from a loose transliteration of the Arabic word wāqi’ (Arabic: واقع) meaning «falling» or «landing», via the phrase an-nasr al-wāqi’ (Arabic: النّسر الْواقع), «the falling eagle».^[26] In 2016, the International Astronomical Union (IAU) organized a Working Group on Star Names (WGSN)^[27] to catalog and standardize proper names for stars. The WGSN’s first bulletin of July 2016^[28] included a table of the first two batches of names approved by the WGSN; which included Vega for this star. It is now so entered in the IAU Catalog of Star Names.^[29]

Observation[edit]

Vega can often be seen near the zenith in the mid-northern latitudes during the evening in the Northern Hemisphere summer.^[30] From mid-southern latitudes, it can be seen low above the northern horizon during the Southern Hemisphere winter. With a declination of +38.78°, Vega can only be viewed at latitudes north of 51° S. Therefore, it does not rise at all anywhere in Antarctica or in the southernmost part of South America, including Punta Arenas, Chile (53° S). At latitudes to the north of 51° N, Vega remains continuously above the horizon as a circumpolar star. Around July 1, Vega reaches midnight culmination when it crosses the meridian at that time.^[31]

Each night the positions of the stars appear to change as the Earth rotates. However, when a star is located along the Earth’s axis of rotation, it will remain in the same position and thus is called a pole star. The direction of the Earth’s axis of rotation gradually changes over time in a process known as the precession of the equinoxes. A complete precession cycle requires 25,770 years,^[32] during which time the pole of the Earth’s rotation follows a circular path across the celestial sphere that passes near several prominent stars. At present the pole star is Polaris, but around 12,000 BCE the pole was pointed only five degrees away from Vega. Through precession, the pole will again pass near Vega around 14,000 CE.^[33] Vega is the brightest of the successive northern pole stars.^[14] In 210,000 years, Vega will become the brightest star in the night sky,^[34] and will peak in brightness in 290,000 years with an apparent magnitude of –0.81.^[34]

This star lies at a vertex of a widely spaced asterism called the Summer Triangle, which consists of Vega plus the two first-magnitude stars Altair, in Aquila, and Deneb in Cygnus.^[30] This formation is the approximate shape of a right triangle, with Vega located at its right angle. The Summer Triangle is recognizable in the northern skies for there are few other bright stars in its vicinity.^[35]

Observational history[edit]

Astrophotography, the photography of celestial objects, began in 1840 when John William Draper took an image of the Moon using the daguerreotype process. On 17 July 1850, Vega became the first star (other than the Sun) to be photographed, when it was imaged by William Bond and John Adams Whipple at the Harvard College Observatory, also with a daguerreotype.^[14][20][36] In August 1872, Henry Draper took a photograph of Vega’s spectrum, the first photograph of a star’s spectrum showing absorption lines.^[21] Similar lines had already been identified in the spectrum of the Sun.^[37] In 1879, William Huggins used photographs of the spectra of Vega and similar stars to identify a set of twelve «very strong lines» that were common to this stellar category. These were later identified as lines from the Hydrogen Balmer series.^[38] Since 1943, the spectrum of this star has served as one of the stable anchor points by which other stars are classified.^[39]

The distance to Vega can be determined by measuring its parallax shift against the background stars as the Earth orbits the Sun. The first person to publish a star’s parallax was Friedrich G. W. von Struve, when he announced a value of 0.125 arcsecond (0.125″) for Vega.^[40] Friedrich Bessel was skeptical about Struve’s data, and, when Bessel published a parallax of 0.314″ for the star system 61 Cygni, Struve revised his value for Vega’s parallax to nearly double the original estimate. This change cast further doubt on Struve’s data. Thus most astronomers at the time, including Struve, credited Bessel with the first published parallax result. However, Struve’s initial result was actually close to the currently accepted value of 0.129″,^[41][42] as determined by the Hipparcos astrometry satellite.^[4][43][44]

The brightness of a star, as seen from Earth, is measured with a standardized, logarithmic scale. This apparent magnitude is a numerical value that decreases in value with increasing brightness of the star. The faintest stars visible to the unaided eye are sixth magnitude, while the brightest in the night sky, Sirius, is of magnitude −1.46. To standardize the magnitude scale, astronomers chose Vega to represent magnitude zero at all wavelengths. Thus, for many years, Vega was used as a baseline for the calibration of absolute photometric brightness scales.^[45] However, this is no longer the case, as the apparent magnitude zero point is now commonly defined in terms of a particular numerically specified flux. This approach is more convenient for astronomers, since Vega is not always available for calibration and varies in brightness.^[46]

The UBV photometric system measures the magnitude of stars through ultraviolet, blue and yellow filters, producing U, B and V values, respectively. Vega is one of six A0V stars that were used to set the initial mean values for this photometric system when it was introduced in the 1950s. The mean magnitudes for these six stars were defined as: U − B = B − V = 0. In effect, the magnitude scale has been calibrated so that the magnitude of these stars is the same in the yellow, blue and ultraviolet parts of the electromagnetic spectrum.^[47] Thus, Vega has a relatively flat electromagnetic spectrum in the visual region—wavelength range 350–850 nanometers, most of which can be seen with the human eye—so the flux densities are roughly equal; 2,000–4,000 Jy.^[48] However, the flux density of Vega drops rapidly in the infrared, and is near 100 Jy at 5 micrometers.^[49]

Photometric measurements of Vega during the 1930s appeared to show that the star had a low-magnitude variability on the order of ±0.03 magnitude (around ±2.8%^{[note 2]} luminosity). This range of variability was near the limits of observational capability for that time, and so the subject of Vega’s variability has been controversial. The magnitude of Vega was measured again in 1981 at the David Dunlap Observatory and showed some slight variability. Thus it was suggested that Vega showed occasional low-amplitude pulsations associated with a Delta Scuti variable.^[50] This is a category of stars that oscillate in a coherent manner, resulting in periodic pulsations in the star’s luminosity.^[51] Although Vega fits the physical profile for this type of variable, other observers have found no such variation. Thus the variability was thought to possibly be the result of systematic errors in measurement.^[52][53] However, a 2007 article surveyed these and other results, and concluded that «A conservative analysis of the foregoing results suggests that Vega is quite likely variable in the 1–2% range, with possible occasional excursions to as much as 4% from the mean».^[54] Also, a 2011 article affirms that «The long-term (year-to-year) variability of Vega was confirmed».^[55]

Vega became the first solitary main-sequence star beyond the Sun known to be an X-ray emitter when in 1979 it was observed from an imaging X-ray telescope launched on an Aerobee 350 from the White Sands Missile Range.^[56] In 1983, Vega became the first star found to have a disk of dust. The Infrared Astronomical Satellite (IRAS) discovered an excess of infrared radiation coming from the star, and this was attributed to energy emitted by the orbiting dust as it was heated by the star.^[57]

Physical characteristics[edit]

Vega’s spectral class is A0V, making it a blue-tinged white main-sequence star that is fusing hydrogen to helium in its core. Since more massive stars use their fusion fuel more quickly than smaller ones, Vega’s main-sequence lifetime is roughly one billion years, a tenth of the Sun’s.^[58] The current age of this star is about 455 million years,^[11] or up to about half its expected total main-sequence lifespan. After leaving the main sequence, Vega will become a class-M red giant and shed much of its mass, finally becoming a white dwarf. At present, Vega has more than twice the mass^[22] of the Sun and its bolometric luminosity is about 40 times the Sun’s. Because it is rotating rapidly, approximately once every 12.5 hours,^[59] and seen nearly pole-on, its apparent luminosity, calculated assuming it was the same brightness all over, is about 57 times the Sun’s.^[12] If Vega is variable, then it may be a Delta Scuti type with a period of about 0.107 day.^[50]

Most of the energy produced at Vega’s core is generated by the carbon–nitrogen–oxygen cycle (CNO cycle), a nuclear fusion process that combines protons to form helium nuclei through intermediary nuclei of carbon, nitrogen and oxygen. This process becomes dominant at a temperature of about 17 million K,^[60] which is slightly higher than the core temperature of the Sun, but is less efficient than the Sun’s proton–proton chain fusion reaction. The CNO cycle is highly temperature sensitive, which results in a convection zone about the core^[61] that evenly distributes the ‘ash’ from the fusion reaction within the core region. The overlying atmosphere is in radiative equilibrium. This is in contrast to the Sun, which has a radiation zone centered on the core with an overlying convection zone.^[62]

The energy flux from Vega has been precisely measured against standard light sources. At 5,480 Å, the flux density is 3,650 Jy with an error margin of 2%.^[63] The visual spectrum of Vega is dominated by absorption lines of hydrogen; specifically by the hydrogen Balmer series with the electron at the n=2 principal quantum number.^[64][65] The lines of other elements are relatively weak, with the strongest being ionized magnesium, iron and chromium.^[66] The X-ray emission from Vega is very low, demonstrating that the corona for this star must be very weak or non-existent.^[67] However, as the pole of Vega is facing Earth and a polar coronal hole may be present,^[56][68] confirmation of a corona as the likely source of the X-rays detected from Vega (or the region very close to Vega) may be difficult as most of any coronal X-rays would not be emitted along the line of sight.^[68][69]

Using spectropolarimetry, a magnetic field has been detected on the surface of Vega by a team of astronomers at the Observatoire du Pic du Midi. This is the first such detection of a magnetic field on a spectral class A star that is not an Ap chemically peculiar star. The average line of sight component of this field has a strength of −0.6 ± 0.3 gauss (G).^[70] This is comparable to the mean magnetic field on the Sun.^[71] Magnetic fields of roughly 30 G have been reported for Vega, compared to about 1 G for the Sun.^[56] In 2015, bright starspots were detected on the star’s surface—the first such detection for a normal A-type star, and these features show evidence of rotational modulation with a period of 0.68 day.^[72]

Rotation[edit]

Vega has a rotation period of 12.5 hours,^[73] much faster than the Sun’s rotational period but similar to, and slightly slower than, those of Jupiter and Saturn. Because of that, Vega is significantly oblate like those two planets.

When the radius of Vega was measured to high accuracy with an interferometer, it resulted in an unexpectedly large estimated value of 2.73 ± 0.01 times the radius of the Sun. This is 60% larger than the radius of the star Sirius, while stellar models indicated it should only be about 12% larger. However, this discrepancy can be explained if Vega is a rapidly rotating star that is being viewed from the direction of its pole of rotation. Observations by the CHARA array in 2005–06 confirmed this deduction.^[12]

The pole of Vega—its axis of rotation—is inclined no more than five degrees from the line-of-sight to the Earth. At the high end of estimates for the rotation velocity for Vega is 236.2 ± 3.7 km/s^[11] along the equator, much higher than the observed (i.e. projected) rotational velocity because Vega is seen almost pole-on. This is 88% of the speed that would cause the star to start breaking up from centrifugal effects.^[11] This rapid rotation of Vega produces a pronounced equatorial bulge, so the radius of the equator is 19% larger than the polar radius. (The estimated polar radius of this star is 2.362 ± 0.012 solar radii, while the equatorial radius is 2.818 ± 0.013 solar radii.^[11]) From the Earth, this bulge is being viewed from the direction of its pole, producing the overly large radius estimate.

The local surface gravity at the poles is greater than at the equator, which produces a variation in effective temperature over the star: the polar temperature is near 10,000 K, while the equatorial temperature is about 8,152 K.^[11] This large temperature difference between the poles and the equator produces a strong gravity darkening effect. As viewed from the poles, this results in a darker (lower-intensity) limb than would normally be expected for a spherically symmetric star. The temperature gradient may also mean that Vega has a convection zone around the equator,^[12][74] while the remainder of the atmosphere is likely to be in almost pure radiative equilibrium.^[75] By the Von Zeipel theorem, the local luminosity is higher at the poles. As a result, if Vega were viewed along the plane of its equator instead of almost pole-on, then its overall brightness would be lower.

As Vega had long been used as a standard star for calibrating telescopes, the discovery that it is rapidly rotating may challenge some of the underlying assumptions that were based on it being spherically symmetric. With the viewing angle and rotation rate of Vega now better known, this will allow improved instrument calibrations.^[76]

Element abundance[edit]

In astronomy, those elements with higher atomic numbers than helium are termed «metals». The metallicity of Vega’s photosphere is only about 32% of the abundance of heavy elements in the Sun’s atmosphere.^{[note 3]} (Compare this, for example, to a threefold metallicity abundance in the similar star Sirius as compared to the Sun.) For comparison, the Sun has an abundance of elements heavier than helium of about Z_Sol = 0.0172±0.002.^[77] Thus, in terms of abundances, only about 0.54% of Vega consists of elements heavier than helium. Nitrogen is slightly more abundant, oxygen is only marginally less abundant and sulfur abundance is about 50% of solar. On the other hand, Vega has only 10% to 30% of the solar abundance for most other major elements with barium and scandium below 10%.^[78]

The unusually low metallicity of Vega makes it a weak Lambda Boötis star.^[79][80] However, the reason for the existence of such chemically peculiar, spectral class A0–F0 stars remains unclear. One possibility is that the chemical peculiarity may be the result of diffusion or mass loss, although stellar models show that this would normally only occur near the end of a star’s hydrogen-burning lifespan. Another possibility is that the star formed from an interstellar medium of gas and dust that was unusually metal-poor.^[81]

The observed helium to hydrogen ratio in Vega is 0.030±0.005, which is about 40% lower than the Sun. This may be caused by the disappearance of a helium convection zone near the surface. Energy transfer is instead performed by the radiative process, which may be causing an abundance anomaly through diffusion.^[82]

Kinematics[edit]

The radial velocity of Vega is the component of this star’s motion along the line-of-sight to the Earth. Movement away from the Earth will cause the light from Vega to shift to a lower frequency (toward the red), or to a higher frequency (toward the blue) if the motion is toward the Earth. Thus the velocity can be measured from the amount of shift of the star’s spectrum. Precise measurements of this blueshift give a value of −13.9 ± 0.9 km/s.^[9] The minus sign indicates a relative motion toward the Earth.

Motion transverse to the line of sight causes the position of Vega to shift with respect to the more distant background stars. Careful measurement of the star’s position allows this angular movement, known as proper motion, to be calculated. Vega’s proper motion is 202.03 ± 0.63 milliarcseconds (mas) per year in right ascension—the celestial equivalent of longitude—and 287.47 ± 0.54 mas/y in declination, which is equivalent to a change in latitude. The net proper motion of Vega is 327.78 mas/y,^[83] which results in angular movement of a degree every 11,000 years.

In the galactic coordinate system, the space velocity components of Vega are (U, V, W) = (−16.1 ± 0.3, −6.3 ± 0.8, −7.7 ± 0.3) km/s, for a net space velocity of 19 km/s.^[84] The radial component of this velocity—in the direction of the Sun—is −13.9 km/s, while the transverse velocity is 9.9 km/s. Although Vega is at present only the fifth-brightest star in the night sky, the star is slowly brightening as proper motion causes it to approach the Sun.^[85] Vega will make its closest approach in an estimated 264,000 years at a perihelion distance of 13.2 ly (4.04 pc).^[86]

Based on this star’s kinematic properties, it appears to belong to a stellar association called the Castor Moving Group. However, Vega may be much older than this group, so the membership remains uncertain.^[11] This group contains about 16 stars, including Alpha Librae, Alpha Cephei, Castor, Fomalhaut and Vega. All members of the group are moving in nearly the same direction with similar space velocities. Membership in a moving group implies a common origin for these stars in an open cluster that has since become gravitationally unbound.^[87] The estimated age of this moving group is 200 ± 100 million years, and they have an average space velocity of 16.5 km/s.^{[note 4][84]}

Possible planetary system[edit]

The Vega planetary system^[25]

Companion (in order from star)	Mass	Semimajor axis (AU)	Orbital period (days)	Eccentricity	Inclination	Radius
b (unconfirmed)	≥21.9±5.1 M🜨	0.04555±0.00053	2.42977±0.00016	0.25±0.15	—	—
Debris disk	86–815 AU	6.2?°	—

Infrared excess[edit]

One of the early results from the Infrared Astronomy Satellite (IRAS) was the discovery of excess infrared flux coming from Vega, beyond what would be expected from the star alone. This excess was measured at wavelengths of 25, 60 and 100 μm, and came from within an angular radius of 10 arcseconds (10″) centered on the star. At the measured distance of Vega, this corresponded to an actual radius of 80 astronomical units (AU), where an AU is the average radius of the Earth’s orbit around the Sun. It was proposed that this radiation came from a field of orbiting particles with a dimension on the order of a millimetre, as anything smaller would eventually be removed from the system by radiation pressure or drawn into the star by means of Poynting–Robertson drag.^[88] The latter is the result of radiation pressure creating an effective force that opposes the orbital motion of a dust particle, causing it to spiral inward. This effect is most pronounced for tiny particles that are closer to the star.^[89]

Subsequent measurements of Vega at 193 μm showed a lower than expected flux for the hypothesized particles, suggesting that they must instead be on the order of 100 μm or less. To maintain this amount of dust in orbit around Vega, a continual source of replenishment would be required. A proposed mechanism for maintaining the dust was a disk of coalesced bodies that were in the process of collapsing to form a planet.^[88] Models fitted to the dust distribution around Vega indicate that it is a 120-astronomical-unit-radius circular disk viewed from nearly pole-on. In addition, there is a hole in the center of the disk with a radius of no less than 80 AU.^[90]

Following the discovery of an infrared excess around Vega, other stars have been found that display a similar anomaly that is attributable to dust emission. As of 2002, about 400 of these stars have been found, and they have come to be termed «Vega-like» or «Vega-excess» stars. It is believed that these may provide clues to the origin of the Solar System.^[24]

Debris disks[edit]

By 2005, the Spitzer Space Telescope had produced high-resolution infrared images of the dust around Vega. It was shown to extend out to 43″ (330 AU) at a wavelength of 24 μm, 70″ (543 AU) at 70 μm and 105″ (815 AU) at 160 μm. These much wider disks were found to be circular and free of clumps, with dust particles ranging from 1–50 μm in size. The estimated total mass of this dust is 3×10⁻³ times the mass of the Earth (around 7.5 times more massive than the asteroid belt). Production of the dust would require collisions between asteroids in a population corresponding to the Kuiper Belt around the Sun. Thus the dust is more likely created by a debris disk around Vega, rather than from a protoplanetary disk as was earlier thought.^[23]

The inner boundary of the debris disk was estimated at 11″±2″, or 70–100 AU. The disk of dust is produced as radiation pressure from Vega pushes debris from collisions of larger objects outward. However, continuous production of the amount of dust observed over the course of Vega’s lifetime would require an enormous starting mass—estimated as hundreds of times the mass of Jupiter. Hence it is more likely to have been produced as the result of a relatively recent breakup of a moderate-sized (or larger) comet or asteroid, which then further fragmented as the result of collisions between the smaller components and other bodies. This dusty disk would be relatively young on the time scale of the star’s age, and it will eventually be removed unless other collision events supply more dust.^[23]

Observations, first with the Palomar Testbed Interferometer by David Ciardi and Gerard van Belle in 2001^[91] and then later confirmed with the CHARA array at Mt. Wilson in 2006 and the Infrared Optical Telescope Array at Mt. Hopkins in 2011,^[92] revealed evidence for an inner dust band around Vega. Originating within 8 AU of the star, this exozodiacal dust may be evidence of dynamical perturbations within the system.^[93] This may be caused by an intense bombardment of comets or meteors, and may be evidence for the existence of a planetary system.^[94]

Possible planets[edit]

Observations from the James Clerk Maxwell Telescope in 1997 revealed an «elongated bright central region» that peaked at 9″ (70 AU) to the northeast of Vega. This was hypothesized as either a perturbation of the dust disk by a planet or else an orbiting object that was surrounded by dust. However, images by the Keck telescope had ruled out a companion down to magnitude 16, which would correspond to a body with more than 12 times the mass of Jupiter.^[95] Astronomers at the Joint Astronomy Centre in Hawaii and at UCLA suggested that the image may indicate a planetary system still undergoing formation.^[96]

Determining the nature of the planet has not been straightforward; a 2002 paper hypothesizes that the clumps are caused by a roughly Jupiter-mass planet on an eccentric orbit. Dust would collect in orbits that have mean-motion resonances with this planet—where their orbital periods form integer fractions with the period of the planet—producing the resulting clumpiness.^[97]

In 2003 it was hypothesized that these clumps could be caused by a roughly Neptune-mass planet having migrated from 40 to 65 AU over 56 million years,^[98] an orbit large enough to allow the formation of smaller rocky planets closer to Vega. The migration of this planet would likely require gravitational interaction with a second, higher-mass planet in a smaller orbit.^[99]

Using a coronagraph on the Subaru Telescope in Hawaii in 2005, astronomers were able to further constrain the size of a planet orbiting Vega to no more than 5–10 times the mass of Jupiter.^[100] The issue of possible clumps in the debris disc was revisited in 2007 using newer, more sensitive instrumentation on the Plateau de Bure Interferometer. The observations showed that the debris ring is smooth and symmetric. No evidence was found of the blobs reported earlier, casting doubts on the hypothesized giant planet.^[101] The smooth structure has been confirmed in follow-up observations by Hughes et al. (2012)^[102] and the Herschel Space Telescope.^[103]

Although a planet has yet to be directly observed around Vega, the presence of a planetary system cannot yet be ruled out. Thus there could be smaller, terrestrial planets orbiting closer to the star. The inclination of planetary orbits around Vega is likely to be closely aligned to the equatorial plane of this star.^[104]

From the perspective of an observer on a hypothetical planet around Vega, the Sun would appear as a faint 4.3-magnitude star in the Columba constellation.^{[note 5]}

In 2021, a paper analyzing 10 years of spectra of Vega detected a candidate 2.43-day signal around Vega, statistically estimated to have only a 1% chance of being a false positive.^[25] Considering the amplitude of the signal, the authors estimated a minimum mass of 21.9±5.1 Earth masses, but considering the very oblique rotation of Vega itself of only 6.2° from Earth’s perspective, the planet may be aligned to this plane as well, giving it an actual mass of 203±47 Earth masses.^[25] The researchers also detected a faint 196.4+1.6
−1.9-day signal which could translate to a 80±21 Earth masses (740±190 at 6.2° inclination) but is too faint to claim as a real signal with available data.^[25]

Etymology and cultural significance[edit]

The name is believed to be derived from the Arabic term Al Nesr al Waki النسر الواقع which appeared in the Al Achsasi al Mouakket star catalogue and was translated into Latin as Vultur Cadens, «the falling eagle/vulture».^{[105][note 6]} The constellation was represented as a vulture in ancient Egypt,^[106] and as an eagle or vulture in ancient India.^[107][108] The Arabic name then appeared in the western world in the Alfonsine tables,^[109] which were drawn up between 1215 and 1270 by order of King Alfonso X.^[110] Medieval astrolabes of England and Western Europe used the names Wega and Alvaca, and depicted it and Altair as birds.^[111]

Among the northern Polynesian people, Vega was known as whetu o te tau, the year star. For a period of history it marked the start of their new year when the ground would be prepared for planting. Eventually this function became denoted by the Pleiades.^[112]

The Assyrians named this pole star Dayan-same, the «Judge of Heaven», while in Akkadian it was Tir-anna, «Life of Heaven». In Babylonian astronomy, Vega may have been one of the stars named Dilgan, «the Messenger of Light». To the ancient Greeks, the constellation Lyra was formed from the harp of Orpheus, with Vega as its handle.^[15] For the Roman Empire, the start of autumn was based upon the hour at which Vega set below the horizon.^[14]

In Chinese, 織女 (Zhī Nǚ), meaning Weaving Girl (asterism), refers to an asterism consisting of Vega, ε Lyrae and ζ¹ Lyrae.^[113] Consequently, the Chinese name for Vega is 織女一 (Zhī Nǚ yī, English: the First Star of Weaving Girl).^[114] In Chinese mythology, there is a love story of Qixi (七夕) in which Niulang (牛郎, Altair) and his two children (β Aquilae and γ Aquilae) are separated from their mother Zhinü (織女, lit. «weaver girl», Vega) who is on the far side of the river, the Milky Way.^[115] However, one day per year on the seventh day of the seventh month of the Chinese lunisolar calendar, magpies make a bridge so that Niulang and Zhinü can be together again for a brief encounter. The Japanese Tanabata festival, in which Vega is known as Orihime (織姫), is also based on this legend.^[116]

In Zoroastrianism, Vega was sometimes associated with Vanant, a minor divinity whose name means «conqueror».^[117]

The indigenous Boorong people of northwestern Victoria, Australia, named it as Neilloan,^[118] «the flying loan».^[119]

In the Srimad Bhagavatam, Shri Krishna tells Arjuna, that among the Nakshatras he is Abhijit, which remark indicates the auspiciousness of this Nakshatra.^[120]

Medieval astrologers counted Vega as one of the Behenian stars^[121] and related it to chrysolite and winter savory. Cornelius Agrippa listed its kabbalistic sign under Vultur cadens, a literal Latin translation of the Arabic name.^[122] Medieval star charts also listed the alternate names Waghi, Vagieh and Veka for this star.^[31]

W. H. Auden’s 1933 poem «A Summer Night (to Geoffrey Hoyland)»^[123] famously opens with the couplet, «Out on the lawn I lie in bed,/Vega conspicuous overhead».

Vega became the first star to have a car named after it with the French Facel Vega line of cars from 1954 onwards, and later on, in America, Chevrolet launched the Vega in 1971.^[124] Other vehicles named after Vega include the ESA’s Vega launch system^[125] and the Lockheed Vega aircraft.^[126]

Notes[edit]

References[edit]

External links[edit]

• Anonymous. «Vega». SolStation. The Sol Company. Retrieved November 9, 2005.
• Gilchrist, Eleanor; et al. (December 1, 2003). «New evidence for Solar-like planetary system around nearby star». Joint Astronomy Centre. Archived from the original on September 23, 2009. Retrieved November 10, 2007.
• Hill, Gay Yee; et al. (January 10, 2005). «Spitzer Sees Dusty Aftermath of Pluto-Sized Collision». NASA/Spitzer Space Telescope. Archived from the original on May 18, 2007. Retrieved November 2, 2007.