Alpha Lyrae • Alpha Lyrae
VegaRektascensja | 18 godz. 36 m 56,3364 s |
---|---|
Deklinacja | 38 ° 47 ′ 01,280 ″ |
Konstelacja | Lira |
Pozorna wielkość | 0,03 |
Lokalizacja w konstelacji: Lira | |
Typ widmowy | A0 Go |
---|---|
Indeks UB | 0,00 |
Indeks BV | 0,00 |
Zmienność | Delta Scuti |
Prędkość radialna | −13,9 ± 0,9 km / s |
---|---|
Czysty ruch |
ľ a- = 200,94 mas / ľ Æ = 286,23 mas / |
Paralaksa | 130,23 ± 0,36 mas |
Dystans | 25,04 ± 0,07 a.l. (∼7,68 szt. ) |
Absolutna wielkość | 0,582 |
Masa | 2,11 M ☉ |
---|---|
Promień | 2,26 × 2,78 R ☉ |
Grawitacja powierzchniowa (log g) | 4,1 ± 0,1 |
Jasność | 37 ± 3 L ☉ |
Temperatura | 9 602 ± 180 K. |
Metaliczność | [M / H] = -0,5 |
Obrót | 12,5 godz |
Wiek | 3,86-5,72 × 10 8 a |
Inne oznaczenia
Véga, Lucida Lyrae, α Lyr , 3 Lyr ( Flamsteed ), GJ 721, HR 7001 , BD +38 3238, HD 172167 , GCTP 4293.00, LTT 15486, SAO 67174, HIP 91262
Vega , znany również jako alfa Lyrae ( α Lyrae / α Lyr ) według oznaczenia Bayer , jest gwiazda najjaśniejsza na konstelacji o Lyrą . Widziana z Ziemi jest piątą najjaśniejszą gwiazdą na niebie, drugą na półkuli północnej zaraz po Arkturusie . Jest to gwiazda stosunkowo blisko Słońca , 25,04 lat świetlnych od niej. Jest także, dzięki swojej wewnętrznej jasności , jedną z najjaśniejszych gwiazd w sąsiedztwie Słońca, razem z Arkturusem i Syriuszem .
Ze względu na swoje właściwości Vega była przedmiotem wielu badań astronomów i przez to kilkakrotnie odegrała ważną rolę w historii astronomii . Na przykład była to pierwsza gwiazda inna niż Słońce, która została sfotografowana i której widmo zostało zmierzone. Była to również jedna z pierwszych gwiazd, której odległość oszacowano za pomocą paralaksy . Został również wykorzystany do kalibracji fotometrycznych skal jasności i był jedną z gwiazd, które posłużyły jako odniesienie do określenia średnich wartości systemu fotometrycznego UBV . Nawiasem mówiąc, z powodu precesji równonocy , Vega był słup gwiazda po 12 -go tysiąclecia pne. OGŁOSZENIE (i będzie ponownie za 12 000 lat), chociaż z czasów prehistorycznych nie ma wzmianek o tym, że był używany do obserwacji lub orientacji.
Vega jest stosunkowo młoda w porównaniu do Słońca. Jego metaliczność jest niezwykle niska. Vega byłaby gwiazdą zmienną (tj. Jej jasność zmieniałaby się okresowo). Obraca się szybko z prędkością 274 km s- 1 na równiku. W związku z tym ma wybrzuszenie na równiku z powodu siły odśrodkowej , w związku z czym jego temperatura zmienia się w fotosferze, aby osiągnąć maksimum na biegunach. Z Ziemi obserwuje się go w kierunku zbliżonym do osi swoich biegunów.
Pomiar promieniowania podczerwonego Vegi umożliwił ustalenie, że gwiazda ma dysk pyłowy wyśrodkowany na gwieździe. Pył ten jest prawdopodobnie wynikiem zderzeń między obiektami w dysku szczątkowym , podobnie jak w pasie Kuipera w Układzie Słonecznym . Gwiazdy, które wykazują nadmierne promieniowanie podczerwone z powodu emisji pyłu, nazywane są „ gwiazdami typu Vega” . Nieregularności dysku Vega sugerują obecność co najmniej jednej egzoplanety , prawdopodobnie wielkości Jowisza , krążącej wokół gwiazdy.
Astrofotografii , to znaczy fotografii ciał niebieskich, została utworzona w 1840 roku, kiedy John William Draper wziął obraz księżyca z daguerreotype . Plik17 lipca 1850Vega stała się pierwszą fotografowaną gwiazdą inną niż Słońce . Zdjęcie zostało zrobione w Harvard College Observatory , również przez dagerotyp. Draper użył Vegi w sierpniu 1872 roku do wykonania pierwszego zdjęcia widma elektromagnetycznego i jako pierwszy wykazał obecność linii absorpcyjnych w widmie gwiazdy, zaprzeczając w ten sposób słynnemu twierdzeniu Auguste'a Comte'a, zgodnie z którym skład chemiczny gwiazd był zawsze niedostępne (takie linie obserwowano już w widmie słonecznym od 1859 roku i prac Roberta Bunsena i Gustava Kirchhoffa ). W 1879 roku William Huggins wykorzystał obrazy widma Vegi i innych podobnych gwiazd, aby zidentyfikować dwanaście „bardzo dużych linii”, które były powszechne wśród gwiazd tego typu. Zostały później zidentyfikowane jako linie wodoru z serii Balmera .
Odległość Vega można zmierzyć za pomocą paralaksy . Vega została wykorzystana do pierwszego obliczenia paralaksy gwiazdy przez Friedricha GW von Struve , który uzyskał 0,125 sekundy łukowej . Friedrich Bessel zakwestionował dane von Struve i obliczył paralaksę 61 Cygni , 0,314 ″ . Von Struve poprawił swoją początkową wartość i uzyskał wynik bliski dwukrotności. Ta modyfikacja podała w wątpliwość dane von Struve. Dlatego większość ówczesnych astronomów, w tym von Struve, przypisywała autorstwo pierwszego obliczenia paralaksy Besselowi. Jednak początkowy wynik von Struve jest bardzo bliski powszechnie przyjętej wartości 0,129 ″ .
Jasność gwiazdy, widziana z Ziemi, jest mierzona w skali logarytmicznej , której pozorna wielkość maleje wraz z jasnością gwiazdy, zgodnie z konwencją „gwiazd pierwszej wielkości”, „drugiej wielkości” i jest natychmiast dziedziczona ze starożytnej Grecji. Najsłabsze gwiazdy widoczne gołym okiem mają jasność szóstą, podczas gdy najjaśniejsza, Syriusz , ma wielkość -1,47. Ponieważ jest ona wyraźnie jaśniejsza niż wszystkie inne gwiazdy na niebie, astronomowie wybrali Vegę jako odniesienie skali wielkości: jasność Vega została uznana za zerową dla wszystkich długości fal. Dlatego przez wiele lat Véga była używana do kalibracji skal jasności w fotometrii absolutnej. Obecnie Vega nie jest już punktem odniesienia dla pozornej wielkości, która jest teraz strumieniem określanym numerycznie. To podejście jest bardziej rygorystyczne, ponieważ pomija możliwe zmiany jasności gwiazdy i bardziej praktyczne dla astronomów, ponieważ Véga nie zawsze jest dostępna lub widoczna w dobrych warunkach do kalibracji (zwłaszcza na półkuli południowej).
System fotometryczny UBV mierzy wielkość gwiazdy za pomocą filtrów ultrafioletowych ( U ), niebieskich ( B ) i żółtych ( V ). Vega jest jedną z sześciu gwiazd typu widmowego A0V użytych do wstępnej kalibracji systemu, kiedy został stworzony w latach pięćdziesiątych XX wieku . Średnią jasność tych sześciu gwiazd określono za pomocą wzoru: U - B = B - V = 0. Rzeczywiście, jasność tych gwiazd jest taka sama w żółtej, niebieskiej i ultrafioletowej części widma elektromagnetycznego . Zatem Vega ma stosunkowo jednolite widmo elektromagnetyczne w zakresie widzialnym - długość fali od 350 do 850 nanometrów - przy gęstości strumienia między 2000 a 4000 Jy . Jednak gęstość strumienia Vega gwałtownie spada w podczerwieni i jest bliska 100 Jy przy długości fali 5 mikronów .
Pomiary fotometryczne Vegi w latach trzydziestych XX wieku sugerowały, że gwiazda była słabo zmienna, ze zmianami rzędu ± 0,03 magnitudo. To odchylenie było bliskie obserwacyjnym granicom czasu, dlatego zmienność Vegi była przedmiotem dyskusji przez wiele lat. Wielkość Vega została ponownie zmierzona w 1981 roku w Obserwatorium Davida Dunlapa i obserwacje wykazały niewielką zmienność. Zatem zasugerowano, że zmiany niskiej amplitudy Vega odpowiadały zmiennej typu Delta Scuti . Gwiazdy te koherentnie oscylują, generując okresowe impulsy swojej jasności. Chociaż niektóre cechy fizyczne Vegi odpowiadają temu typowi gwiazdy zmiennej, inne obserwacje nie pozwoliły na zidentyfikowanie żadnych zmian. W związku z tym różnice mogą być brane pod uwagę przy błędach systematycznych pomiarów. Jednak w artykule z 2007 roku przeanalizowano te wyniki, a także inne miary, i stwierdzono, że „Dokładna analiza poprzednich wyników sugeruje, że Vega jest najprawdopodobniej zmienna w zakresie od 1 do 2%, ze sporadycznymi wypadkami do 4% możliwa średnia ”. W artykule z 2011 roku stwierdzono również, że „długoterminowa (rok do roku) zmienność Vega [została] potwierdzona. "
W 1983 roku Véga stała się pierwszą gwiazdą, wokół której odkryto dysk pyłowy . Do sztucznych satelitów IRAS obserwowano nadmiaru promieniowania podczerwonego nie. Tę anomalię przypisano energii emitowanej przez ogrzewanie pyłu na orbicie przez Vegę.
W 2009 roku zespół z Laboratorium Astrofizyki Toulouse-Tarbes, CNRS / University of Toulouse , przeprowadził pierwsze wykrycie pola magnetycznego na Véga.
Vega jest typu widmowego A0 Va: jest białą gwiazdą zabarwioną na niebiesko, to znaczy wodorem, którego jądro jest przekształcane w hel w wyniku syntezy jądrowej . Vega jest gwiazdą masywniejszą od Słońca i spędzi tylko miliard lat w ciągu głównym, czyli jedną dziesiątą Słońca. Wiek gwiazdy wynosi od 386 do 511 milionów lat, czyli około połowy jej żywotności w ciągu głównym. Po wyjściu z głównej sekwencji Vega stanie się czerwonym olbrzymem typu M, a następnie białym karłem . Obecnie Vega ma masę ponad dwukrotnie większą niż Słońce, a jej jasność jest około 37 razy większa niż Słońca. Vega mogłaby być gwiazdą zmienną typu Delta Scuti z okresem 0,107 dnia.
Większość energii wytwarzanej przez jądro Vega pochodzi z cyklu CNO , reakcji fuzji jądrowej, która przekształca wodór w hel przy użyciu jąder węgla , azotu i tlenu jako katalizatora . Ta reakcja zachodzi głównie od 16 × 10 6 K , temperatury wyższej niż temperatura jądra Słońca. Jego efektywność energetyczna jest identyczna jak w przypadku łańcucha proton-proton , ponieważ reagenty i produkty końcowe są identyczne, ale cykl CNO jest znacznie bardziej zależny od temperatury. W przypadku gwiazdy Vega wokół jądra znajduje się strefa konwekcyjna, która umożliwia ewakuację produktów reakcji. Warstwa zewnętrzna jest w równowadze promieniowania.
Wręcz przeciwnie, w Słońcu strefa promienista znajduje się wokół jądra, podczas gdy warstwa zewnętrzna jest konwekcyjna.
Przepływ energii Vegi został precyzyjnie zmierzony w porównaniu ze standardowymi źródłami światła. Przy 548,0 nm strumień wynosi 3650 Jy z marginesem błędu 2%. Widoczne widmo Vega jest zdominowane przez linie absorpcji wodoru , a dokładniej linie z serii Balmer . Linie pozostałych pierwiastków mają stosunkowo słabą intensywność, najsilniejsza odpowiada zjonizowanemu magnezowi , żelazowi i chromowi . Vega emituje niewiele w zakresie rentgenowskim , co dowodzi, że korona gwiazdy musi być bardzo słaba lub jej brak.
Promień Vegi został zmierzony z dużą dokładnością za pomocą interferometrii . Oszacowano, że jest to 2,73 ± 0,01 razy większe od promienia Słońca . Jest o 60% wyższy niż Syriusza , podczas gdy modele gwiazd twierdziły, że powinien być większy tylko o 12%. Różnica ta wynika z faktu, że Vega jest szybko obracającą się gwiazdą, która jest widziana w kierunku swojej osi obrotu, przy czym różnica między promieniem równikowym a promieniem biegunowym jest duża. Obserwacje interferometru CHARA w czerwcu 2005 r. Potwierdziły tę hipotezę.
Oś obrotu Véga jest odchylona o mniej niż 5 ° od linii wzroku. Jego równik obraca się z prędkością 274 km / s , zaledwie 7% mniej niż prędkość, przy której mógłby stracić masę przez równikową kulkę z powodu siły odśrodkowej. Jego okres rotacji wynosi około 12,5 godziny. Jej szybki obrót jest początkiem równikowej wypukłości gwiazdy. Promień na równiku (2,78 ± 0,02 promienia słonecznego) jest o 23% większy niż promień biegunowy (2,26 ± 0,02 promienia słonecznego). Z Ziemi ten występ jest widoczny w kierunku biegunów, co prowadzi do wyższego oszacowania promienia.
Z powodu rotacji grawitacja powierzchniowa jest bardziej intensywna na biegunach niż na równiku gwiazdy. Zgodnie z twierdzeniem von Zeipela jego jasność jest zatem lokalnie wyższa na biegunach. Ta różnica powoduje zmianę efektywnej temperatury gwiazdy: temperatura jest bliska 10 000 K na biegunach wobec 7600 K na równiku. W konsekwencji, gdyby Vega była widziana z płaszczyzny jej równika, miałaby jasność o połowę mniejszą niż widziana w osi biegunów. Ta duża różnica temperatur między biegunami a równikiem powoduje silny efekt ciemnienia grawitacyjnego . Widziane z biegunów wyniki te tworzą kończynę o mniejszej intensywności (ciemniejszą) niż w przypadku gwiazdy o symetrii sferycznej. Gradient temperatury może również oznaczać, że Vega ma strefę konwekcyjną wokół równika, podczas gdy reszta atmosfery jest prawdopodobnie wyłącznie w równowadze radiacyjnej .
Vega od dawna jest używana do kalibracji teleskopów. Odkrycie jej szybkiego obrotu może podważyć niektóre słuszne hipotezy tylko wtedy, gdy gwiazda ma symetrię sferyczną. Ponieważ kąt widzenia i rotacja gwiazdy są obecnie znacznie lepiej znane, można teraz poprawić kalibrację instrumentów.
Astronomowie używają terminu metal w odniesieniu do dowolnego pierwiastka o masie atomowej większej niż hel . Metaliczność od Vegi fotosfery wynosi -0,5, to znaczy jego obfitość metalu jest tylko 32%, że z atmosfery Słońca. Dla porównania, Syriusz , gwiazda podobna do Vegi, ma obfitość metali 3 razy większą niż Słońce. Słońce ma udział pierwiastków cięższych od helu około Z Sol = 0,0172 ± 0,002; proporcja ta wynosi zatem 0,55% ( Z Vega = 0,005 5) w fotosferze Vega.
Metaliczność Vegi jest niezwykle niska: Vega jest gwiazdą typu Lambda Bootis . Jednak powodem istnienia chemicznie osobliwych gwiazdek od typu A0-F0 jest niepewna. Ta anomalia może być spowodowana zjawiskiem dyfuzyjnym lub utratą masy, chociaż modele gwiazdowe pokazują, że powinno to nastąpić dopiero pod koniec spalania wodoru przez gwiazdę. Inna hipoteza głosi, że gwiazda powstała z ośrodka międzygwiazdowego niezwykle ubogiego w metale.
Stosunek ilości helu do wodoru wynosi 0,030 ± 0,005 dla Vega, czyli o około 40% mniej niż dla Słońca. Ta różnica może wynikać z braku strefy konwekcyjnej helu w pobliżu powierzchni. Przekazywanie energii odbywa się w procesie radiacyjnym, który byłby źródłem małej liczebności w wyniku zjawisk dyfuzyjnych.
Promieniowa prędkość Vega jest składowa prędkości gwiazdy wzdłuż linii wzroku. Ta prędkość jest mierzona efektem Dopplera : wynosi -13,9 ± 0,9 km / s , wartość ujemna wskazuje, że gwiazda zbliża się do Słońca.
Ruch poprzeczny Vegi (względem linii wzroku) zmienia położenie gwiazdy względem bardziej odległych gwiazd. Precyzyjny pomiar ruchu gwiazdy względem tych ostatnich pozwala zmierzyć jej ruch kątowy, zwany ruchem właściwym . Odpowiedni przepływ Vega 202.03 ± 0,63 Milli sekundy kątowej (MAS) rocznie z prawej wznoszenia i 287.47 ± 0,54 mas / rok o odchyłki . Całkowity własny ruch Véga wynosi zatem 327,78 mas / rok .
W galaktycznym układzie współrzędnych składowe prędkości Vega wynoszą U = -13,9 ± 0,9; V = -6,3 ± 0,8 i W = -7,7 ± 0,3, czyli prędkość kosmiczna 17 km / s . Składowa promieniowa prędkości (w kierunku Słońca) wynosi -13,9 km / s , natomiast prędkość poprzeczna 9,9 km / s . Chociaż Vega jest obecnie dopiero piątą najjaśniejszą gwiazdą , pozorna wielkość gwiazdy wzrośnie w ciągu następnych kilku tysiącleci, gdy zbliży się do Słońca.
Vega będzie najjaśniejszą gwiazdą na niebie za około 210 000 lat, osiągnie maksymalną jasność –0,81 w ciągu około 290 000 lat i będzie najjaśniejszą gwiazdą na niebie przez około 270 000 lat.
Kinematyka gwiazdy sugeruje, że należy ona do gwiezdnego stowarzyszenia zwanego Castor Star Current . Ta grupa zawiera obecnie 16 gwiazd, w tym Alpha Librae , Alpha Cephei , Castor , Fomalhaut i Véga. Wszyscy członkowie tej grupy poruszają się prawie równolegle i mają podobne prędkości kosmiczne. Wszyscy członkowie grupy mają to samo źródło, gromadę otwartą, która nie jest już związana grawitacyjnie. Szacowany wiek grupy to 200 ± 100 mln lat, a ich średnia prędkość to 16,5 km / s .
Spectropolarimetric obserwacje , prowadzone w obserwatorium Pic du Midi w Bigorre , umożliwiły wykrycie w Vega pola magnetycznego . Jest to pierwsze wykrycie takiego pola na gwieździe typu widmowego A, które nie jest specyficzne chemicznie , co czyni Véga prototypem nowej klasy gwiazd magnetycznych. Pole to ma średnią wartość −0,6 ± 0,3 G , co jest porównywalne ze średnią siłą wielkoskalowego słonecznego pola magnetycznego (samo około 1000 razy słabszego niż pole magnetyczne mierzone lokalnie w plamach słonecznych ).
Jednym z pierwszych wyników satelity astronomii w podczerwieni (IRAS) było odkrycie anomalii w strumieniu podczerwieni pochodzącym z Vega: strumień jest większy niż oczekiwany dla pojedynczej gwiazdy. Różnica ta została zidentyfikowana przy długościach fal 25, 60 i 100 μm i jest spowodowana obszarem o promieniu kątowym 10 sekund łukowych (10 ered ) pośrodku gwiazdy. Biorąc pod uwagę odległość od Vegi, obszar ten ma promień 80 jednostek astronomicznych . Sugerowano, że promieniowanie pochodziło z cząstek o wielkości około milimetra krążących wokół Vegi; każda mniejsza wielkość cząstek musiałaby zostać wyrzucona z układu pod wpływem ciśnienia promieniowania lub przyciągnięta do gwiazdy przez efekt Poyntinga-Robertsona . Ten ostatni efekt jest konsekwencją ciśnienia promieniowania, które wytwarza siłę przeciwstawną do ruchu orbitalnego cząstki pyłu, powodując jej opadanie w kierunku gwiazdy. Efekt ten jest bardziej wyraźny w przypadku małych cząstek znajdujących się blisko gwiazdy.
Kolejne pomiary Vegi przy długości fali 193 μm wykazały niższy strumień niż oczekiwano, gdy obecne były cząstki rzędu milimetra, co sugeruje, że ich rozmiar powinien być mniejszy lub równy 100 μm. Obecność cząstek tej wielkości jest możliwa tylko wtedy, gdy źródło stale zasila dysk. Jednym z możliwych mechanizmów karmienia byłby dysk ciał tworzących planetę. Teoretyczne modele rozkładu pyłu wskazują, że dysk wokół Vegi jest okrągły i ma promień 120 AU. Ponadto w środku dysku znajdowałby się otwór o promieniu większym niż 80 AU.
Po odkryciu tego nadmiaru promieniowania podczerwonego pochodzącego z regionu wokół Vegi, badania umożliwiły obserwację innych gwiazd z tego samego typu anomalią spowodowaną emisjami z pyłu. W 2002 roku zidentyfikowano około 400 takich gwiazd. Są one nazywane gwiazd podobnych do Vega (w języku angielskim Vega-podobnego lub Vega-excess gwiazdek ). Te gwiazdy mogą pomóc w lepszym zrozumieniu pochodzenia Układu Słonecznego.
W 2005 roku Kosmiczny Teleskop Spitzera wykonał w wysokiej rozdzielczości zdjęcia w podczerwieni chmury pyłu otaczającej Vegę. Jego rozmiar kątowy zmienia się w zależności od długości fali obserwacji: 43 sekundy łukowe (tj. Wydłużenie o 330 jednostek astronomicznych biorąc pod uwagę odległość od Vegi do Ziemi) przy długości fali 24 µm , 70 ″ (543 AU ) przy 70 µm i 105 ″ (815 AU ) przy 160 um . Te duże dyski są okrągłe i nie wykazują skupisk pyłu, a cząstki mają rozmiar od 1 do 50 µm . Całkowita masa tej chmury jest 3 × 10-3 razy większa od masy Ziemi. Powstawanie pyłu jest zawsze z powodu kolizji asteroidy o równoważnej liczbie do pasa Kuiper z układu słonecznego . Pył ten prawdopodobnie byłby spowodowany dyskiem szczątków wokół Vegi, a nie dyskiem protoplanetarnym, jak pierwotnie przewidywano. Wewnętrzna granica dysku szczątkowego wynosiłaby 11 "± 2" lub 70-102 ua . Dysk pyłu jest wytwarzany przez ciśnienie promieniowania Vegi, które wypycha pył powstały w wyniku zderzeń dużych obiektów z układu. Jednak ciągłe wytwarzanie ilości pyłu obserwowanej wokół Vegi przez cały okres życia gwiazdy wymagałoby ogromnej masy początkowej, która byłaby kilkaset razy większa od masy Jowisza. W związku z tym bardziej prawdopodobne jest, że został on wytworzony przez niedawne rozdrobnienie komet lub asteroidy o średniej lub dużej masie, które następnie uległy fragmentacji w wyniku zderzeń między mniejszymi kawałkami a innymi ciałami. Dysk pyłowy byłby stosunkowo młody w porównaniu z wiekiem gwiazdy i powinien zniknąć w przypadku braku nowych zderzeń, które wytworzyłyby więcej pyłu.
Obserwacje za pomocą teleskopu CHARA z Mount Wilson w 2006 roku wykazały dowody na istnienie wewnętrznego pierścienia pyłu wokół Vegi. Przy promieniu 8 AU na zewnątrz gwiazdy pył ten może być dowodem na dynamiczne zaburzenia występujące w układzie. Może to być spowodowane intensywnym bombardowaniem kometarnym lub meteorytowym i może świadczyć o istnieniu układu planetarnego.
Obserwacje z teleskopu Jamesa Clerka Maxwella z 1997 r. Wykazały wydłużony, jasny region centralny, którego szczytowa intensywność znajduje się na 9 ″ (70 AU) na północny wschód od Vega. To zaburzenie może być spowodowane zaburzeniem dysku pyłu przez planetę pozasłoneczną lub obiektem na orbicie otoczonym przez pył. Jednak obrazy z teleskopów Kecka wykluczyły obecność towarzysza o wielkości większej lub równej 16, co odpowiadałoby ciału o masie ponad 12 razy większej od masy Jowisza. Astronomowie z Joint Astronomy Center na Hawajach i UCLA zasugerowali, że zdjęcie wskazuje na obecność formującego się układu planetarnego.
Określenie natury planety jest trudne. W artykule z 2002 roku wysunięto hipotezę, że te nagromadzenia pyłu są spowodowane przez planetę o masie podobnej do Jowisza na ekscentrycznej orbicie. Pył koncentrowałby się na orbitach w tzw. Rezonansie „średniego ruchu” z tą planetą.
W 2003 roku zasugerowano, że te nagromadzenia były spowodowane przez planetę o masie podobnej do Neptuna, migrującą z 40 do 65 AU w ciągu 56 milionów lat. Ta orbita byłaby wystarczająco duża, aby umożliwić tworzenie planet ziemskich w pobliżu Vegi. Migracja tej planety byłaby możliwa tylko wtedy, gdyby istniały oddziaływania grawitacyjne z drugą, bardziej masywną planetą znajdującą się na bliższej orbicie.
Używając koronografu na Teleskopie Subaru na Hawajach w 2005 roku, astronomowie byli w stanie ograniczyć możliwe planety wokół Vega do tych, których masa jest mniejsza niż 5 do 10 razy większa od masy Jowisza. Chociaż wokół Vegi nie zaobserwowano jeszcze żadnej planety, nie można wykluczyć ich obecności. Na bliskiej orbicie wokół Vegi mogą znajdować się małe planety ziemskie. Nachylenie orbit planet wokół Vegi jest prawdopodobnie bardzo zbliżone do płaszczyzny równikowej gwiazdy. Obserwatorowi znajdującemu się na hipotetycznej planecie wokół Vegi, Słońce wydawałoby się matową gwiazdą wielkości 4,3 w konstelacji Gołębicy .
Vegę można obserwować w pobliżu zenitu ze środkowych szerokości geograficznych półkuli północnej w letnie wieczory. W kierunku środkowych szerokości geograficznych półkuli południowej jest widoczny podczas zimy australijskiej, nisko na horyzoncie, na północy. Vega o deklinacji +38,78 ° , można ją zaobserwować tylko na szerokościach geograficznych na północ od około 50 ° S. Na szerokościach geograficznych dalszych na północ niż + 51 ° N, Vega jest stale widoczna nad horyzontem: jest to gwiazda okołobiegunowa . Do1 st lipca, Vega osiąga swój sprzeciw, ponieważ osiąga punkt kulminacyjny o północy słonecznej około tej daty.
Gwiazda znajduje się w wierzchołku letniego trójkąta , asteryzmu utworzonego przez gwiazdy Vega, α Cygni (Deneb) z konstelacji Łabędzia i α Aquilae (Altaïr) z konstelacji Orła, które są gwiazdami o wielkości 0 lub 1. To formacja wygląda jak trójkąt prostokątny, którego wierzchołkiem byłaby Vega pod kątem prostym. Trójkąt letni jest rozpoznawalny na niebie półkuli północnej, ponieważ w jego pobliżu znajduje się niewiele jasnych gwiazd.
Położenie gwiazd na niebie zmienia się w nocy z powodu obrotu Ziemi. Jednak gwiazda znajdująca się w kierunku osi obrotu Ziemi pozostaje w tym samym położeniu i dlatego nazywana jest „ gwiazdą biegunową ”.
Kierunek osi obrotu Ziemi zmienia się w długich okresach czasu, zjawisko znane jako precesja równonocy . Pełny cykl trwa 25 770 lat, podczas którego biegun osi obrotu Ziemi opisuje ruch kołowy na sferze niebieskiej i przechodzi w pobliżu kilku znaczących gwiazd. Gwiazdą biegunową jest obecnie Alpha Ursae Minoris , ale około roku -12000 biegun osi obrotu Ziemi znajdował się zaledwie 5 ° od Vega. Polak znów będzie blisko Vegi około 14 000 roku . Ta różnica 5 ° jest stosunkowo duża, więc przypisanie Vega statusu „gwiazdy polarnej” jest wątpliwe. W każdym razie nie ma żadnego prehistorycznego dokumentu astronomicznego potwierdzającego, że Vega była używana do orientacji przez ludzi w tych odległych czasach, w przeciwieństwie do α Draconisa (Thuban), szeroko cytowanego w Egipcie .
Jeśli przyjmiemy, że Vega mogła być uważana za gwiazdę biegunową pomimo jej znacznej odległości od kierunku osi obrotu Ziemi, była to najjaśniejsza z kolejnych gwiazd biegunowych na Ziemi, wyprzedzając α Cygni (Deneb), to również bardzo niedoskonale wyrównane z osią obrotu Ziemi 18 000 lat temu.
W Asyryjczycy nazwie gwiazda Dayan-Sami Z sędzia Raju, i Akadyjczycy TIR-anna , Życie Nieba . W astronomii babilońskiej Vega mogła być jedną z gwiazd o imieniu Dilgan , Posłaniec Światła . Dla Greków konstelacja Lyra została utworzona z harfy Orfeusza , a Vega reprezentuje rękojeść instrumentu. W Cesarstwie Rzymskim początek jesieni zależał od czasu, w którym Vega zniknęła za horyzontem.
W mitologii chińskiej istnieje historia miłosna Qi Xi七夕, w której Niu Lang 牛郎 ( Altair ) i jej dwoje dzieci ( β i γ Aquilae ) są na zawsze oddzieleni od Zhi Nü織女 (Vega), matki dwójki dzieci, która znajduje się po drugiej stronie Drogi Mlecznej ( Tianhe , 銀河). Japoński festiwal Tanabata również opiera się na tej legendzie. W Zoroastrianizmu Vega niekiedy związany z Vanant, bóstwa drobne, którego nazwę środków () zdobywco .
Termin Wega (obecnie Véga) pochodzi z transliteracji arabskiego słowa waqi oznaczającego „spadający”, przez wyrażenie „ النسر الواقع ( an-nasr al-wāqi” ), które według źródeł jest tłumaczone jako „spadający orzeł”, Lub „sęp nurkujący”, konstelację reprezentowaną przez sępa w starożytnym Egipcie i orła lub sępa w starożytnych Indiach . Arabskie słowo pojawił się na Zachodzie w tabelach Alfonsine , które powstały w latach 1215 i 1270 na rozkaz króla Hiszpanii Alfonsa X .
Średniowieczni astrologowie zaliczali Vegę do piętnastu gwiazd związanych z magicznymi właściwościami, z których każda była związana z rośliną i drogocennym kamieniem . Zatem Vega wiązało się z chryzolit i zimowym cząber . Cornelius Agryppa dał mu znak zodiaku , który nazwał Vultur cadens , łacińskim dosłownym tłumaczeniem arabskiego imienia. Średniowieczne listy gwiazd wskazują alternatywne imiona Waghi, Vagieh i Veka dla Alpha Lyrae.
W japońskim anime Grendizer , Actarus, bohater i pilot Grendizera, pochodzi od gwiazdy Vega, jak również od jego wrogów, „Siły Vegi”.
To z Vega, że sygnały pozaziemskie są w centrum fabuły powieści Kontakt przez Carla Sagana (1985).
„ Konserwatywna analiza powyższych wyników sugeruje, że Vega jest dość prawdopodobnie zmienna w zakresie 1-2%, z możliwymi sporadycznymi odchyleniami aż do 4% od średniej. "
.