Перегляд вихідного коду сторінки Вега

{{Інші значення|Вега (КА)}}
{{Зірка begin 
| name=Вега}}
{{Зірка image
 | image=
   {{Location mark
 | image=Lyra constellation map.svg
 | float=center | width=220 | position=right
 | mark=Red circle.svg | mark_width=15 | mark_link=Vega (star)
 | x%=61.2 | y%=42.8
 }}
 | caption=Вега у сузір'ї Ліри (обведено)
}}
{{Зірка observe |
  epoch=J2000 |
  constell=[[Ліра (сузір'я)|Ліра]] |
  ra={{AstroCoord-RA|18|36|56,3|+38|47|01,0|zoom=6|box=1}} |
  dec={{AstroCoord-Dec|18|36|56,3|+38|47|01,0|zoom=6|box=1}} |
  appmag_v=+0,03 }}
{{Зірка character |
  class=[[Зорі спектрального класу A|A0V]] |
  b-v=0,00 |
  u-b=−0,01 |
  variable=[[змінна типу δ Щита]] }}
{{Зірка astrometry |
  radial_v=−13,5 |
  prop_mo_ra=201,02 |
  prop_mo_dec=287,46 |
  parallax=129,01 |
  p_error=0,52  |
  dist_ly=25,27 |
  dist_pc=7,751 |
  absmag_v=0,58 }}
{{Зірка detail|
  age=0,455±0,013<ref name="age">{{Cite journal
 |doi=10.1088/0004-637X/708/1/71
 |author=Jinmi Yoon and Deane M. Peterson and Robert L. Kurucz and Robert J. Zagarello
 |title=A New View of Vega's Composition, Mass, and Age  |journal=The Astrophysical Journal
 |volume=708
 |issue=1
 |pages=71
 |url=http://stacks.iop.org/0004-637X/708/i=1/a=71
 |year=2010
}}</ref> |
  metal=63% |
  mass=2,6 |
  radius=2,73 |
  rotation=12,5 [[Година|годин]] |
  luminosity=51 | 
  temperature=9300 }}
{{Зірка catalog |
  names=Альфа Ліри, Alpha Lyrae, α Lyrae, 3 Lyr, [[Каталог яскравих зір|HR]] 7001, [[Боннський огляд|BD]] +38°3238, [[Каталог Генрі Дрейпера|HD]] 172167, [[Смітсонівська астрофізична обсерваторія|SAO]] 67174, FK5: 699, [[Гіппаркос|HIP]] 91262, [[Каталог Глізе|GJ]] 721, {{iw|General Catalogue of Trigonometric Parallaxes|GCTP|en|General Catalogue of Trigonometric Parallaxes}} 4293.00, {{iw|Luyten Two-Tenths catalogue|LTT|en|Luyten Two-Tenths catalogue}} 15486, [[Каталог компонентів подвійних та кратних зірок|CCDM]] 18369+3847, PPM 81558. }}
{{Starbox reference
| Simbad = Vega 
| EPE = 
| NSTED = 
}}
{{Зірка end}}
[[Файл:Vega Spitzer.jpg|thumb|Вега (знімок [[Спітцер (космічний телескоп)|космічного телескопа Спітцера]])]]
'''Ве́га'''<ref name="aes_63">{{А-Е-С|Вега|63|v1}}</ref><ref name="maoStars">[https://www.mao.kiev.ua/calendar/stars.htm Астрономічний календар ГАО НАНУ]</ref> (від {{lang-ar|النسر الواقع}}&nbsp;— «шуліка, що падає») ('''α Ліри''')&nbsp;— найяскравіша [[зоря]] в сузір'ї [[Ліра (сузір'я)|Ліри]], п'ята за яскравістю зоря нічного неба, друга після [[Арктур]]а в [[Північна півкуля|північній півкулі]]. Порівняно близька (25 світлових років від Землі), та, разом з [[Арктур]]ом і [[Сіріус]]ом, одна з [[Список найяскравіших зір|найяскравіших зір]].

Близько 12&nbsp;000 року до н.&nbsp;е. Вега була [[поляриссима|поляриссимою]] і приблизно через 12&nbsp;000 років знову стане нею (внаслідок [[прецесія|прецесії]]). Вона була першою зорею (після Сонця), в якої сфотографували [[спектр]], та однією з перших зір, відстань до якої виміряли за допомогою [[паралакс]]у.

== Етимологія ==
Назва «Вега» (Wega<ref name="Allen" />, пізніше Vega) походить від приблизної [[Транслітерація|транслітерації]] слова waqi («той, що падає») з фрази {{lang-ar|النسر الواقع}} (an-nasr al-wāqi‘), яка означає "орел, що падає"<ref>{{книга
 | автор=Cyril Glasse.| рік=2001
 | заголовок=The New Encyclopedia of Islam |частина=Astronomy
 | видавництво=Rowman Altamira
 | isbn=0-75-910190-6
}}</ref> або «гриф, що падає»<ref>
{{cite web
 |author      = Harper, Douglas.
 |date        = November, 2001
 |url         = http://www.etymonline.com/index.php?term=Vega
 |title       = Vega
 |publisher   = Online Etymology Dictionary
 |accessdate  = 2008-02-21
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64wt6PN8w?url=http://www.etymonline.com/index.php?term=Vega
 |archivedate = 2012-01-25
 |deadurl     = no
}}
</ref>. Сузір'я Ліри представляли у вигляді грифа в стародавньому Єгипті<ref>{{книга
 | автор=Gerald Massey.| рік=2001
 | заголовок=Ancient Egypt: the Light of the World
 | видавництво=Adamant Media Corporation
 | isbn=1-4021-7442-X
}}</ref> або у вигляді орла чи грифа в [[Історія Індії#Давні часи|давній Індії]]<ref>{{книга
 | автор=William Tyler Olcott.| рік=1911
 | заголовок=Star Lore of All Ages: A Collection of Myths, Legends, and Facts Concerning the Constellations of the Northern Hemisphere
 | видавництво=G. P. Putnam’s sons
}}</ref><ref>
{{cite web
 |author      = Deborah Houlding.
 |date        = December, 2005
 |url         = http://www.skyscript.co.uk/lyre.html
 |title       = Lyra: The Lyre
 |work        = Skyscript
 |accessdate  = 2008-02-21
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64wt6sxIG?url=http://www.skyscript.co.uk/lyre.html
 |archivedate = 2012-01-25
 |deadurl     = no
}}
</ref>. Арабська назва увійшла в європейську культуру після вживання в [[Альфонсові таблиці|астрономічних таблицях]], які було розроблено в 1215-1270 роках за наказом [[Альфонсо X (король Кастилії)|Альфонсо X]]<ref>{{книга
 | автор=Houtsma, M. Th.; [[Арент Ян Венсінк|Wensinck, A. J.]]; Gibb, H. A. R.; Heffening, W.; Lévi-Provençal.
 | рік=1987
 | заголовок=E. J. Brill’s First Encyclopaedia of Islam, 1913—1936
 | volume=VII | pages=292 | видавництво=E. J. Brill
}}</ref>. Імовірно, асоціація Веги і всього сузір'я з хижим птахом мала в давнину свою міфологічну основу, проте цей міф був забутий, і заміщений пізнішою легендою про шуліку, який за наказом [[Зевс]]а викрав тіло [[німфи]] Кампи в титана Бріарея, і за цю послугу господар його помістив на небо<ref>{{cite web|title=Ліра|url=http://www.astromyth.ru/Constellations/Lyr.htm|publisher=Вони над нами доверху ногами: Міфологія сузір'їв|archiveurl=https://www.webcitation.org/64wt7ValS?url=http://www.astromyth.ru/Constellations/Lyr.htm|archivedate=2012-01-25|accessdate=2016-11-03|deadurl=no}}{{ref-ru}}</ref>.

== Короткий опис основних характеристик Веги ==
Вега, яку [[астроном]]и іноді називають «напевно, найважливішою зорею після Сонця», нині є найбільш вивченою зорею нічного неба<ref name="Gulliver">{{cite journal
 | author=Gulliver, Austin F.; Hill, Graham; Adelman, Saul J.
 | title=Vega: A rapidly rotating pole-on star
 | journal=The Astrophysical Journal
 | year=1994
 | volume=429
 | issue=2
 | pages=L81—L84
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994ApJ...429L..81G
 | accessdate=2008-02-21
 | doi=10.1086/187418
 | archive-date=29 лютого 2008
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20080229052510/http://adsabs.harvard.edu/abs/1994ApJ...429L..81G
 }}</ref>. Вега стала першою зорею (після Сонця), яку сфотографовано<ref name="Holden">{{cite journal
 | author=Holden, Edward S.; Campbell, W. W.
 | title=Photographs of Venus, Mercury and Alpha Lyræ in Daylight.
 | journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific
 | year=1890
 | volume=2
 | issue=10
 | pages=249—250
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1890PASP....2..249H
 | accessdate=2008-02-21
 | doi=10.1086/120156
 | archive-date=29 лютого 2008
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20080229071437/http://adsabs.harvard.edu/abs/1890PASP....2..249H
 }}</ref>, а також першою зорею, у якої визначено [[Електромагнітний спектр|спектр випромінювання]]<ref name="Barker" />. Також Вега була однією з перших зір, до якої методом [[паралакс]]у визначено відстань<ref name="Berry">{{cite book
 | last=Arthur Berry.| year=1899
 | title=A Short History of Astronomy
 | url=https://archive.org/details/ashorthistoryas00berrgoog| publisher=Charles Scribner’s Sons
 | location=New York
}}</ref>. Яскравість Веги довгий час приймали за нуль під час вимірювання [[Зоряна величина|зоряних величин]], тобто вона була точкою відліку і була однією із шести зір, які лежать в основі шкали [[Система UBV|UBV-фотометрії]] (вимірювання випромінювання зорі в різних діапазонах спектру)<ref name="Johnson">{{cite journal
 | author=Johnson, H. L.; Morgan, W. W.
 | title=Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas
 | journal=Astrophysical Journal
 | year=1953
 | volume=117
 | pages=313—352
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1953ApJ...117..313J
 | accessdate=2008-02-21
 | doi=10.1086/145697
 | archive-date=2 квітня 2019
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20190402140913/http://adsabs.harvard.edu/abs/1953ApJ...117..313J
 }}</ref>.
[[Файл:Vega-Sun-H-R_diagram.png|міні|333x333пкс|Вега і Сонце на [[Діаграма Герцшпрунга—Рассела|діаграмі Герцшпрунга—Рассела]]]]
Вега — порівняно молода зоря з низькою, у порівнянні з Сонцем, [[Металічність|металічністю]], тобто з малим вмістом елементів важчих за [[гелій]]<ref>{{cite journal
 | author=Kinman, T.; Castelli, F.
 | title=The determination of T<sub>eff</sub> for metal-poor A-type stars using V and 2MASS J, H and K magnitudes
 | journal=Astronomy and Astrophysics
 | year=2002 | volume=391 | pages=1039—1052
 | url=http://www.aanda.org/index.php?option=article&access=bibcode&bibcode=2002A%26A...391.1039KPDF
 | accessdate=2008-02-21
 | doi=10.1051/0004-6361:20020806
}}</ref>. Також Вега, імовірно, є [[Змінні зорі|змінною зорею]], хоча це й не доведено. Можлива причина змінності — нестабільність у надрах<ref name="Vasil’yev">
{{cite web
 |date        = 17 березня 1989
 |author      = Vasil’yev, I. A.; Merezhin, V. P.; Nalimov, V. N.; Novosyolov, V. A.
 |url         = http://www.konkoly.hu/pub/ibvs/3301/3308.txt
 |title       = On the Variability of Vega
 |publisher   = Commission 27 of the I.A.U.
 |accessdate  = 2008-02-21
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64wsvO3jm?url=http://www.konkoly.hu/pub/ibvs/3301/3308.txt
 |archivedate = 2012-01-25
 |deadurl     = no
}}
</ref>.

Вега дуже швидко обертається навколо своєї осі, на її екваторі швидкість обертання досягає 274 км/с. Для порівняння, швидкість обертання на екваторі Сонця трохи більш за два кілометри на [[Секунда|секунду]] (7284 км/год). Вега обертається в сто разів швидше, внаслідок чого має форму [[Сфероїди|еліпсоїда обертання]]. Температура її [[Фотосфера|фотосфери]] неоднорідна: максимальна температура — на полюсі зорі, мінімальна — на [[Екватор|екваторі]]. Нині до Землі Вега обернена майже точно полюсом, і тому вона здається яскравою біло-блакитною зорею.

Взявши до уваги значення інтенсивності [[Інфрачервоне випромінювання|інфрачервоного випромінювання]] Веги, яке значно вище, ніж мало бути у неї теоретично, вчені дійшли висновку про наявність навколо Веги пилового диска, який обертається навколо неї і розігрівається випромінюванням зорі. Цей диск утворився, швидше за все, внаслідок зіткнення астероїдних або кометних тіл. Аналогічний пиловий диск у [[Сонячна система|Сонячній системі]] пов'язаний з [[Пояс Койпера|поясом Койпера]]<ref name="Su et al">
{{cite web
 |author      = С. Б. Попов.
 |date        = 7 апреля 2005
 |url         = http://www.astronet.ru/db/msg/1205090
 |title       = Диск вокруг Веги
 |work        = Астронет
 |accessdate  = 2009-04-26
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64wsvsVpm?url=http://www.astronet.ru/db/msg/1205090
 |archivedate = 2012-01-25
 |deadurl     = no
}} — короткий переклад на російську мову статті:<br />{{cite journal
 | author=Su, K. Y. L. et al.
 | title=The Vega Debris Disk: A Surprise from Spitzer
 | journal=The Astrophysical Journal
 | year=2005 | volume=628 | issue=1 | pages=487—500 | arxiv=astro-ph/0504086
 | accessdate=2008-02-21
 | doi=10.1086/430819
}} {{arXiv|astro-ph/0504086}}
</ref>.

Вега є прототипом так званих «інфрачервоних зір» — зір, у яких є диск із пилу й газу, що випромінює в інфрачервоному діапазоні під дією енергії зорі. Ці зорі називаються «[[Вега-подібні зорі]]»<ref name="Song">{{cite journal
 | author=Song, Inseok; Weinberger, A. J.; Becklin, E. E.; Zuckerman, B.; Chen, C.
 | title=M-Type Vega-like Stars
 | journal=The Astronomical Journal
 | year=2002
 | volume=124
 | issue=1
 | pages=514—518
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002AJ....124..514S
 | accessdate=2008-02-21
 | doi=10.1086/341164
 | archive-date=5 жовтня 2018
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20181005081427/http://adsabs.harvard.edu/abs/2002AJ....124..514S
 }}</ref>.

Останнім часом в диску Веги виявлено несиметричності, що вказують на можливу наявність біля Веги принаймні однієї [[Екзопланета|планети]], розмір якої може приблизно дорівнювати розміру [[Юпітер (планета)|Юпітера]]<ref>{{cite journal
 | author=Wilner, D.; Holman, M.; Kuchner, M.; Ho, P. T. P.
 | title=Structure in the Dusty Debris around Vega
 | journal=The Astrophysical Journal
 | year=2002 | volume=569 | pages=L115—L119
 | arxiv=astro-ph/0203264
 | accessdate=2008-02-21
 | doi=10.1086/340691
}} {{arXiv|astro-ph/0203264}}</ref><ref name="Wyatt">{{cite journal
 | author=Wyatt, M.
 | title=Resonant Trapping of Planetesimals by Planet Migration: Debris Disk Clumps and Vega’s Similarity to the Solar System
 | journal=The Astrophysical Journal
 | year=2002 | volume=598 | pages=1321—1340
 | arxiv=astro-ph/0308253
 | accessdate=2008-02-21
 | doi=10.1086/379064
}} {{arXiv|astro-ph/0308253}}</ref>.

== Історія вивчення ==
[[Файл:Lyra-Vega-Uranometria.jpg|міні|250x250пкс|Сузір'я Ліри в атласі «[[Уранометрія]]». Вега зображена в дзьобі орла, який тримає ліру.]]
Один із розділів [[Астрономія|астрономії]] — [[астрофотографія]], або фотографування через [[телескоп]]и небесних об'єктів, почав розвиватися в [[1840 у науці|1840 році]], коли астроном [[Джон Вільям Дрейпер]] сфотографував [[Місяць (супутник)|Місяць]] за допомогою [[Дагеротипія|дагеротипії]]<ref name="kulik">{{книга|автор=[[Куликовский, Пётр Григорьевич|П. Г. Куликовский]].|заголовок=Справочник любителя астрономии|відповідальний=Под ред. [[Сурдін Володимир Георгійович|В. Г. Сурдина]]|видання=6-е изд., испр. и доп|місце=М.|видавництво=Либроком|рік = 2009|сторінки = 31|isbn = 978-5397-00097-0}}</ref>. Першою сфотографованою зорею стала Вега. Вночі з 16 на 17 липня [[1850|1850 року]] в обсерваторії [[Гарвардський коледж|Гарвардського коледжу]] зроблено перший знімок зорі, також за допомогою дагеротипії<ref name="Holden" /><ref name="dya" />. [[1872 у науці|1872 року]] [[Генрі Дрейпер]] отримав перші (після [[Сонце|Сонця]]) фотографії спектра Веги і вперше показав [[Спектральна лінія поглинання|лінії поглинання]] в цьому спектрі<ref name="Barker">{{cite journal
 | author=Barker, George F.
 | title=On the Henry Draper Memorial Photographs of Stellar Spectra
 | journal=Proceedings of the American Philosophical Society
 | year=1887 | volume=24 | pages=166—172
}}</ref>.

[[1879 у науці|1879 року]] [[Вільям Гаґґінс]] використовував фотографії спектра Веги і ще дванадцяти схожих зір, щоб визначити «дванадцять сильних ліній», які є спільними для цього класу зір. Пізніше ці лінії було визначено як лінії [[Водень|водню]] ([[серія Бальмера]])<ref>{{cite book
 | last=Klaus Hentschel.| year=2002
 | title=Mapping the Spectrum: Techniques of Visual Representation in Research and Teaching
 | url=https://archive.org/details/mappingspectrumt0000hent| publisher=Oxford University Press | isbn=0198509537
}}</ref>.

Відстань до Веги можна визначити за її [[паралакс]]ом відносно [[Нерухомі зорі|нерухомих зір]] під час руху [[Земля|Землі]] по орбіті навколо Сонця. Першим паралакс Веги визначив [[Струве Василь Якович|Василь Струве]] [[1837 у науці|1837 року]]. Використовуючи 9-дюймовий [[рефрактор]] на [[Екваторіальне монтування|екваторіальному монтуванні]] і нитяний мікрометр, виготовлені [[Йозеф фон Фраунгофер|Фраунгофером]], Струве отримав значення 0,125 [[Градус (геометрія)|кутової секунди]]<ref name="fernie1975">{{стаття
| автор         = Fernie, J. D.
| заголовок     = The Historical Search for Stellar Parallax
| посилання     = http://articles.adsabs.harvard.edu//full/1975JRASC..69..222F/0000230.000.html
| видання       = Journal of the Royal Astronomical Society of Canada
| рік           = 1975
| номер         = 69
| сторінки      = 232, 233
}}</ref>, що дуже близько до сучасного значення. Але [[Фрідріх-Вільгельм Бессель|Фрідріх Бессель]], який визначив відстань до зорі [[61 Лебедя]], скептично оцінив отримані Струве дані, змусивши того відмовитися від первісної оцінки. Струве переглянув свою точку зору і після нових підрахунків отримав майже вдвічі більший паралакс (0,2169±0,0254")<ref name="fernie1975"/>. Це поставило під сумнів перший результат Струве. Таким чином, більшість астрономів, зокрема й сам Струве, першим визначником відстані до зорі вважали Бесселя.

Нині паралакс Веги оцінюють у 0,129"<ref>{{cite book
 | last=Suzanne Débarbat.| year=1988
 | chapter=The First Successful Attempts to Determine Stellar Parallaxes in the Light of the Bessel/Struve Correspondances
 | title=Mapping the Sky: Past Heritage and Future Directions
 | publisher=Springer | isbn=9027728100
}}</ref><ref>
{{cite web
 |author      = Anonymous.
 |date        = 2007-06-28
 |url         = http://astroprofspage.com/archives/1011
 |title       = The First Parallax Measurements
 |publisher   = Astroprof
 |accessdate  = 2008-02-21
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64wsxDSqc?url=http://astroprofspage.com/archives/1011
 |archivedate = 2012-01-25
 |deadurl     = no
}}
</ref>.

Яскравість усіх зір вимірюється за стандартною [[Логарифмічна шкала|логарифмічною шкалою]], причому чим яскравіша зоря, тим менша її [[Видима зоряна величина|зоряна величини]]. Найтьмяніші зорі, які доступні спостереженню [[Неозброєне око|неозброєним оком]], мають шосту зоряну величину, тоді як блиск [[Сіріус]]а, найяскравішої зорі нічного неба, дорівнює -1,47. За точку відліку цієї шкали астрономи спочатку обрали Вегу: її зоряну величину вважали нульовою<ref name="Зигель">{{cite book
 | last=Зигель Ф. Ю. | year=1987
 | title=Сокровищница звёздного неба
 | publisher=Москва, Наука
 | isbn=0521598893
}}</ref><ref>{{cite book
 | last=Robert A. Garfinkle.| year=1997
 | title=Star-Hopping: Your Visa to Viewing the Universe
 | url=https://archive.org/details/starhoppingyourv0000garf| publisher=Cambridge University Press
 | isbn=0521598893
}}</ref>.

Таким чином, упродовж багатьох років Вега слугувала для калібрування [[Фотометрична система Джонсона|фотометричної шкали]] та була точкою відліку для вимірювання [[видима зоряна величина|зоряних величин]]. Але від такого початку шкали відмовилися, коли з'ясувалося, що Вега є [[змінні зорі|пульсуючою змінною]] [[змінні типу δ Щита|типу δ Щита]]<ref name="var">{{cite web |url=http://www.konkoly.hu/pub/ibvs/3301/3308.txt |title=On the variability of Vega |author=Vasil'yev et al. |year=1989 |accessdate=25 червня 2008 |archive-date=25 січня 2012 |archive-url=https://www.webcitation.org/64wsvO3jm?url=http://www.konkoly.hu/pub/ibvs/3301/3308.txt }}</ref>. Однак для візуальних спостережень Вегу й досі можна вважати еталоном нульової зоряної величини: при спостереженні в стандартній смузі V [[Фотометрична система|фотометричної системи]] [[Система UBV|UBV]], величина Веги дорівнює 0,03<sup>m</sup>, що на око неможливо відрізнити від нуля<ref>{{cite journal
 | author=Cochran, A. L.
 | title=Spectrophotometry with a self-scanned silicon photodiode array. II — Secondary standard stars
 | journal=Astrophysical Journal Supplement Series
 | year=1981
 | volume=45
 | pages=83—96
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1981ApJS...45...83C
 | doi=10.1086/190708
 | accessdate=3 листопада 2016
 | archive-date=29 лютого 2008
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20080229051632/http://adsabs.harvard.edu/abs/1981ApJS...45...83C
 }}</ref>. У цій фотометричній системі визначаючи блиск зір застосовують три світлофільтри&nbsp;— [[Ультрафіолетове випромінювання|ультрафіолетовий]] ({{lang-en|ultraviolet}}), синій ({{lang-en|blue}}) і жовтий ({{lang-en|yellow}}). Вони позначаються літерами U, B і V відповідно. Вега була однією із шести зір класу А0V, яку використовували під час розробки цієї [[Фотометрична система|фотометричної системи]]. Зоряні величини в усіх трьох смугах визначаються таким чином, щоб для Веги (і подібних до неї білих зір) вони були однаковими: U = B = V<ref name="Johnson" />.

Фотометричні вимірювання Веги в 1920-х роках показали, що її блиск не постійний, а дещо мінливий. Зміни блиску були дуже малі, ±0,03 величини, і тому тривалий час астрономи не знали, є Вега змінною чи постійною зорею — техніка того часу була надто недосконалою. Пізніші вимірювання [[1981 у науці|1981 року]] в [[Обсерваторія ім. Девіда Данлепа|обсерваторії ім. Девіда Данлепа]], показали таку саму, як і у 1930-х, слабку змінність блиску. Після спроби віднести Вегу до якогось конкретного класу [[Змінні зорі|змінних зір]] було висловлено припущення, що Вега робить неправильні низькоамплітудні пульсації, аналогічні до тих, які має [[HD172748|δ Щита]]<ref name="Fernie">{{cite journal
 | author=Fernie, J. D.
 | title=On the variability of VEGA
 | journal=Astronomical Society of the Pacific
 | year=1981
 | volume=93
 | issue=2
 | pages=333—337
 | url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1981PASP...93..333F
 | accessdate=2008-02-21
 | doi=10.1086/130834
 | archive-date=1 червня 2016
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20160601231855/http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1981PASP...93..333F
 }}</ref>.

Це одна з категорій змінних зір, зміни блиску яких зумовлені власними пульсаціями через нестійкість в надрах зорі<ref>{{cite journal
 | author=A. Gautschy, H. Saio.
 | title=Stellar Pulsations Across The HR Diagram: Part 1
 | journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics
 | year=1995
 | volume=33
 | pages=75—114
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1995ARA&A..33...75G
 | accessdate=2008-02-21
 | doi=10.1146/annurev.aa.33.090195.000451
 | archive-date=29 лютого 2008
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20080229071452/http://adsabs.harvard.edu/abs/1995ARA%26A..33...75G
 }}</ref>. Однак змінність Веги як і раніше спірна — інші астрономи не виявили жодних змін у блиску Веги, хоча вона належить до типу зір, серед яких зустрічається змінність. Тому дуже ймовірно, що нездатність зареєструвати зміну блиску Веги зумовлена недосконалістю обладнання або систематичними помилками у вимірюваннях<ref name="Vasil’yev" /><ref>{{cite conference
 | author=D. S. Hayes.
 | title=Stellar absolute fluxes and energy distributions from 0.32 to 4.0 microns
 | booktitle=Proceedings of the Symposium, Calibration of fundamental stellar quantities
 | pages=pp. 225—252
 | publisher=Dordrecht, D. Reidel Publishing Co
 | date=May 24—29, 1984
 | location=Como, Italy
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1985IAUS..111..225H
 | accessdate=2008-02-21
 | archive-date=30 серпня 2017
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20170830085438/http://adsabs.harvard.edu/abs/1985IAUS..111..225H
 }}</ref>. У статті 2007 року проаналізовано ці та інші результати й зроблено висновок, що «консервативний аналіз результатів показує, що Вега з високою ймовірністю є змінною зорею, у якої блиск змінюється на 1-2&nbsp;%, з можливими випадковими відхиленнями до 4&nbsp;% від середньої величини»<ref name=gray2007>{{citation |last=Gray|first=Raymond|date=2007|title=The Problems with Vega|journal=The Future of Photometric, Spectrophotometric and Polarimetric Standardization, ASP Conference Series, Proceedings of a conference held 8–11 May 2006 in Blankenberge, Belgium|volume=364|pages=305-|bibcode = 2007ASPC..364..305G }}</ref>. Стаття за 2011 рік підтверджує висновок про змінність з формулюванням «довгострокову (рік за роком) змінність Веги підтверджено»<ref name=butkovskaya2011>{{citation|last=Butkovskaya|first=Varvara|date=2011|title=The long-term variability of Vega|journal=Astronomische Nachrichten|volume=332|issue=9-10|pages=956–960|url=http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1002/asna.201111587/abstract|doi=10.1002/asna.201111587|bibcode=2011AN....332..956B|accessdate=24 листопада 2018|archive-date=4 березня 2016|archive-url=https://web.archive.org/web/20160304073321/http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1002/asna.201111587/abstract}}</ref>.

Вега була першою зорею, у якої виявили [[Протопланетний диск|пиловий диск]]. Це відкриття зроблено [[1983 у науці|1983 року]] за допомогою космічної інфрачервоної обсерваторії ([[IRAS]])<ref name="dya">
{{cite web
 |author      = А. И. Дьяченко.
 |url         = http://www.astronet.ru/db/msg/1197221
 |title       = Планетная система Веги
 |work        = Астронет
 |accessdate  = 2009-04-18
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64wsyPdm6?url=http://www.astronet.ru/db/msg/1197221
 |archivedate = 2012-01-25
 |deadurl     = no
 |lang        = ru
}}
</ref><ref>{{cite journal
 | author=Harvey, Paul E.; Wilking, Bruce A.; Joy, Marshall.
 | title=On the far-infrared excess of Vega
 | journal=Nature
 | year=1984
 | volume=307
 | pages=441—442
 | url=http://www.nature.com/nature/journal/v307/n5950/abs/307441a0.html
 | accessdate=2008-02-24
 | doi=10.1038/307441a0
 | archive-date=1 червня 2016
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20160601231854/http://www.nature.com/nature/journal/v307/n5950/abs/307441a0.html
 }}</ref>.

[[2006 у науці|2006 року]] за допомогою оптичної інтерферометрії з довгою базою дослідники виявили асферичність Веги<ref name=Aufdenberg_2006>{{стаття |автор=Aufdenberg J. P. et al. |заголовок=First Results from the CHARA Array. VII. Long-Baseline Interferometric Measurements of Vega Consistent with a Pole-On, Rapidly Rotating Star |посилання=http://iopscience.iop.org/article/10.1086/504149/pdf |видання=The Astrophysical Journal |місце=The American Astronomical Society |рік=2006 |том=645 |номер=1 |pages=664—675 |bibcode=2006ApJ...645..664A |doi=10.1086/504149}}</ref>.

== Спостереження ==
[[Файл:Magnitude_time_closestar_diagram.svg|міні|200x200пкс|Криві блиску найяскравіших зір неба з плином часу ([[Сіріус]]а, [[Канопус]]а, [[Альфа Центавра|Толімана]], [[Арктур]]а, Веги, [[Проціон]]а, [[Альтаїр]]а).]]
[[Файл:Summer triangle.png|thumb|300px|Знаменитий «Літній трикутник». Це найпомітніший [[Астеризм (астрономія)|астеризм]] у Північній півкулі влітку, восени і ранньою зимою<ref name="Зигель" />. Вега є однією з його вершин.]]
Вега - зоря [[Північна півкуля|північної півкулі]] і має нині [[схилення (астрономія)|схилення]] 38°48'. Її можна побачити майже в будь-якій точці [[Земля|Землі]], крім [[Антарктида|Антарктиди]] і самого півдня [[Південна Америка|Південної Америки]], аж до 51° південної широти. У Північній півкулі, на північ від 51° пн. ш., Вега ніколи не перетинає лінію горизонту, а на приполярних і полярних широтах Північної півкулі її видно цілий рік. Точку [[Зеніт (астрономія)|зеніту]] Вега проходить приблизно на широті [[Афіни|Афін]]. На широті [[Москва|Москви]] Вега не заходить і не перетинає лінію [[горизонт]]у, проте взимку через низьке положення Веги над горизонтом її можна побачити тільки під ранок або відразу після заходу Сонця<ref>{{книга|рік=2007|заголовок=Энциклопедия для детей. Астрономия|місце=М.|видавництво=Аванта}}</ref>.

Найкращий сезон для спостереження Веги — літо. Вона утворює одну з вершин «[[Літньо-осінній трикутник|Літньо-осіннього трикутника]]» і, поряд з [[Денеб]]ом і [[Альтаїр]]ом, утворює цей відомий [[Астеризм (астрономія)|астеризм]], який видно в Північній півкулі, на екваторі і в низьких широтах південної півкулі (до широт 40°). 

У середніх [[широта]]х північної півкулі влітку Вегу видно неподалік [[зеніт]]у. Вона [[Кульмінація (астрономія)|кульмінує]] 1 липня [[Північ (час доби)|опівночі]], коли настає її максимальне кутове розходження з Сонцем. Саме в цей час створюються найкращі умови для спостереження Веги з [[Земля|Землі]], як у Північній, так і в Південній півкулі (у низьких та помірних широтах [[Південна півкуля|Південної півкулі]])<ref name="Burnham">{{cite book
 | last=Robert J. R. Burnham.
 | year=1978
 | title=Burnham’s Celestial Handbook: An Observer’s Guide to the Guide to the Universe Beyond the Solar System, vol. 2
 | publisher=Courier Dover Publications
 | isbn=0486235688
 | url-access=registration
 | url=https://archive.org/details/burnhamscelestia02robe
 }}</ref>.

З плином часу північне схилення Веги збільшується, у міру наближення зорі до [[Північний полюс світу|небесного Північного полюса]] в результаті [[Прецесія|прецесії]] Землі — приблизно через 12 тис. років — Вега стане [[поляриссима|поляриссимою]] Північної півкулі. Цією зорею Вега була за 13 тисяч років до н.&nbsp;е., і буде в 14&nbsp;000 році н. е. У цей період Вега буде наближено вказувати на північ, а вигляд неба значно зміниться — на широтах [[Харків|Харкова]] буде видно південні сузір'я, такі як [[Південний Хрест (сузір'я)|Південний Хрест]], [[Центавр (сузір'я)|Центавр]], [[Муха (сузір'я)|Муха]], [[Вовк (сузір'я)|Вовк]]. Сто тисяч років тому найяскравішою зорею неба був [[Канопус]]; нині це [[Сіріус]], проте Вега була і буде однією з найяскравіших зір неба, причому в майбутньому її блиск зросте. Також у майбутньому збільшиться й блиск [[Альтаїр]]а — іншої яскравої зорі астеризма «[[Літньо-осінній трикутник]]»<ref name="Зигель" />.

== Фізика ==
[[Файл:Vega-spectrum.png|міні|200x200пкс|Спектр Веги в діапазоні 3820—10&nbsp;200 Å. У лівій частині видно інтенсивні лінії водню, у правій — лінії оксигену і води земного походження.]]
Вега є зорею [[головна послідовність|головної послідовності]] і має [[спектральний клас]] '''[[Зорі спектрального класу A|A0V]]''', тобто є білою зорею [[Головна послідовність|головної послідовності]]. Основне джерело енергії зорі — [[Ядерний синтез|термоядерна реакція]] синтезу гелію з [[Водень|водню]] в надрах при високій температурі. Оскільки масивні зорі витрачають водень швидше, ніж малі, то тривалість життя Веги становитиме, за підрахунками науковців, один мільярд років, що становить одну десяту тривалості життя Сонця<ref>{{cite journal
 | author=Mengel, J. G.; Demarque, P.; Sweigart, A. V.; Gross, P. G.
 | title=Stellar evolution from the zero-age main sequence
 | journal=Astrophysical Journal Supplement Series
 | year=1979
 | volume=40
 | pages=733—791, 769—778
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1979ApJS...40..733M
 | accessdate=2008-03-24
 | doi=10.1086/190603
 | archive-date=5 жовтня 2018
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20181005100539/http://adsabs.harvard.edu/abs/1979ApJS...40..733M
 }} : Згідно з моделями розвитку зір при 1,75&lt;M&lt;2,7; 0,2&lt;Y&lt;2,7; 0,004&lt;Z&lt;0,001 між входженням зорі в головну послідовність та її переходом на бічну гілку червоних гігантів минає 0,43—1,64{{e|9}} років. Однак при масі Веги 2,2 її вік менший за один мільярд років.</ref>.

На відміну від Сонця, основним джерелом енергії на Везі є не [[Протон-протонний ланцюжок|протон-протонна реакція]], а так званий [[Цикл Бете|CNO-цикл]] синтезу атомів гелію з атомів водню за допомогою посередників — [[Вуглець|вуглецю]], [[Азот|азоту]] і [[Оксиген|кисню]]. Для цього необхідна температура 16 мільйонів [[Кельвін (одиниця)|кельвінів]]<ref>
{{cite web
 |publisher   = Dept. Physics & Astronomy University of Tennessee
 |title       = Competition between the P-P Chain and the CNO Cycle
 |url         = http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/energy/cno-pp.html
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64wszdVje?url=http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/energy/cno-pp.html
 |archivedate = 2012-01-25
 |accessdate  = 2016-11-03
 |deadurl     = no
}}
</ref>. Це вище, ніж температура в надрах [[Сонце|Сонця]], але цей спосіб є одночасно і більш ефективним, ніж протон-протонна реакція. Цей цикл дуже чутливий до [[Температура|температури]], тому перенесення тепла з надр зорі здійснюється не випромінюванням, а [[Конвекція|конвекцією]]<ref name="surdin">{{книга
|заголовок      = Астрономия: век XXI
|відповідальний = Ред.-сост. [[Сурдін Володимир Георгійович|В. Г. Сурдин]]
|місце         = Фрязино
|видавництво   = Век 2
|рік           = 2008
|видання       = 2-е изд
|сторінки      = 134—135
|isbn          = 978-5-85099-181-4
}}</ref>. Тому у Везі [[зона променистого переносу]] розташована над [[Конвективна зона|конвективною]], тоді як у Сонці — навпаки<ref>{{cite journal
 | author=Browning, Matthew; Brun, Allan Sacha; Toomre, Juri.
 | title=Simulations of core convection in rotating A-type stars: Differential rotation and overshooting
 | journal=Astrophysical Journal
 | year=2004
 | volume=601
 | pages=512—529
 | url=http://www.journals.uchicago.edu/doi/pdf/10.1086/380198
 | accessdate=2007-02-23
 | doi=10.1086/380198
 | archive-date=4 березня 2020
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20200304171944/https://www.journals.uchicago.edu/doi/pdf/10.1086/380198
 }}</ref><ref>{{cite book
 | last=Thanu Padmanabhan.| year=2002
 | title=Theoretical Astrophysics
 | publisher=Cambridge University Press
 | isbn=0521562414
}}</ref><ref>
{{cite web
 |year        = 2007
 |author      = Cheng, Kwong-Sang; Chau, Hoi-Fung; Lee, Kai-Ming.
 |url         = http://www.physics.hku.hk/~nature/CD/regular_e/lectures/chap14.html
 |title       = Chapter 14: Birth of Stars
 |work        = Nature of the Universe
 |publisher   = Hong Kong Space Museum
 |accessdate  = 2008-02-21
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64wt05dza?url=http://www.physics.hku.hk/~nature/CD/regular_e/lectures/chap14.html
 |archivedate = 2012-01-25
 |deadurl     = yes
}}
</ref>.

Енергетичний потік від Веги точно виміряно різними способами і використовується як еталон. Так, на [[Довжина хвилі|довжині хвилі]] 548 нм щільність потоку становить 3650 [[Янський (одиниця вимірювання)|Ян]] (±2&nbsp;%)<ref name="Oke">{{cite journal
 | author=Oke, J. B.; Schild, R. E.
 | title=The Absolute Spectral Energy Distribution of Alpha Lyrae
 | journal=Astrophysical Journal
 | year=1970
 | volume=161
 | pages=1015—1023
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1970ApJ...161.1015O
 | accessdate=2008-02-21
 | doi=10.1086/150603
 | archive-date=31 серпня 2017
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20170831230001/http://adsabs.harvard.edu/abs/1970ApJ...161.1015O
 }}</ref>. Вега має відносно плоский електромагнітний спектр на видимій ділянці (350-800 нанометрів), де щільність потоку становить 2000-4000 Ян<ref>
{{cite web
 |author      = Walsh, J.
 |date        = 2002-03-06
 |url         = https://www.eso.org/sci/observing/tools/standards/spectra/hr7001.esologout.html
 |title       = Alpha Lyrae (HR7001)
 |work        = Optical and UV Spectrophotometric Standard Stars
 |publisher   = ESO
 |deadlink    = 
 |archiveurl  = https://web.archive.org/web/20190811042751/https://www.eso.org/sci/observing/tools/standards/spectra/hr7001.esologout.html
 |archivedate = 2019-08-11
 |accessdate  = 2019-08-11
 |deadurl     = yes
}}
</ref>. В інфрачервоній частині спектру щільність потоку мала і дорівнює близько 100 Ян при довжині хвилі 5 [[мікрометр]]ів<ref>
{{cite web
 |author      = McMahon, Richard G.
 |date        = 2005-11-23
 |url         = http://www.ast.cam.ac.uk/~rgm/magnitudes/vega_hl75.dat
 |format      = Text
 |title       = Notes on Vega and magnitudes
 |publisher   = University of Cambridge
 |accessdate  = 2008-02-21
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64wt1Sv6V?url=http://www.ast.cam.ac.uk/~rgm/magnitudes/vega_hl75.dat
 |archivedate = 2012-01-25
 |deadurl     = no
}}
</ref>. У спектрі зорі домінують лінії поглинання [[Водень|водню]]<ref name="Oke" />. Лінії інших елементів є відносно слабкими, з них найбільшими є лінії іонізованого [[Магній|магнію]], [[Залізо|заліза]] та [[хром]]у<ref>{{cite journal
 | author=Michelson, E.
 | title=The near ultraviolet stellar spectra of alpha Lyrae and beta Orionis
 | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
 | year=1981
 | volume=197
 | pages=57—74
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1981MNRAS.197...57M
 | accessdate=2008-02-23
 | archive-date=18 листопада 2018
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20181118231921/http://adsabs.harvard.edu/abs/1981MNRAS.197...57M
 }}</ref>.

Випромінювання Веги в [[Рентгенівське випромінювання|рентгенівському діапазоні]] незначне, що свідчить про те, що у Веги дуже слабка або взагалі відсутня [[Сонячна корона|корона]]<ref>{{cite journal
 | author=Schmitt, J. H. M. M.
 | title=Coronae on solar-like stars.
 | journal=Astronomy and Astrophysics
 | year=1999
 | volume=318
 | pages=215—230
 | url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1997A%26A...318..215S
 | accessdate=2008-02-23
 | archive-date=1 червня 2016
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20160601231902/http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1997A&A...318..215S
 }}</ref>.

=== Еволюція зорі ===
Вега утворилася приблизно 350-510 мільйонів років тому, вона значно старша за [[Сіріус]], вік якого оцінюють у 240 мільйонів років. Враховуючи досить високу світність Веги (у порівнянні з [[Сонце]]м), дослідники припускають, що тривалість перебування Веги на стадії [[Головна послідовність|головної послідовності]] становитиме приблизно 1 мільярд років, після чого Вега стане [[субгігант]]ом і, нарешті, [[Червоні гіганти|червоним гігантом]]. Останньою стадією еволюції Веги стане скидання її оболонок і перетворення на [[білий карлик]]. Надновою Вега стати не зможе, їй не вистачить маси, оскільки для цього необхідна маса принаймні 5 мас Сонця. У такому вигляді, як нині, Вега проіснує ще близько 500 мільйонів років, до того як у неї скінчиться [[Водень|водневе паливо]]. Іншими словами, Вега перебуває, як і [[Сонце]], в середині свого життя<ref name="Fernie" /><ref name="Зигель" />.

=== Обертання ===
[[Файл:Vega-Sun.png|міні|300x300пкс|Порівняння розмірів Веги та [[Сонце|Сонця]]. Вега не лише більша за Сонце, але й яскравіша, і масивніша. Зверніть увагу на приплюснутість Веги.]]
Виміряний за допомогою [[інтерферометр]]а, [[радіус]] Веги за оцінками становить 2,73 ± 0,01 радіуса [[Сонце|Сонця]], що на 60 % більше, ніж радіус [[Сіріус|Сіріуса]]. Тоді як за теоретичними розрахунками він повинен лише на 12 % перевищувати радіус Сіріуса.

Було запропоновано, що таку аномалію могла викликати велика швидкість обертання [[Зоря|зорі]] навколо своєї осі. Тобто Вега, на відміну від більшості зір, має не форму [[Сфера|кулі]], а форму [[Сфероїди|еліпсоїда обертання]], і нині її видно з [[Земля|Землі]] практично або повністю з боку полюса. Телескоп [[CHARA (інтерферометр)|CHARA]] підтвердив це припущення<ref name=Aufdenberg_2006 />.

Від прямого звернення до Землі полюс відхилений лише на п'ять [[Градус (геометрія)|градусів]]. Швидкість обертання на екваторі у Веги досягає 274 км/с (а період обертання навколо своєї осі дорівнює 12,5 [[Година|години]])<ref name="Peterson" />. Швидкість обертання зорі — 93 % [[Перша космічна швидкість|першої космічної]]. Якщо б швидкість обертання перевищувала 293 кілометри на секунду, то Вега б зруйнувалася внаслідок відцентрових сил.

Таке швидке обертання Веги призвело до її еліпсоподібної форми, її екваторіальний діаметр на 23 % перевищує полярний. Полярний радіус дорівнює 2,26 ± 0,07 радіуса Сонця, тоді як екваторіальний — 2,78 ± 0,02 радіуси Сонця<ref name=Yoon_2010>{{cite journal |author=Yoon, Jinmi; Peterson, Deane M.; Kurucz, Robert L.; Zagarello, Robert J. |title=A New View of Vega's Composition, Mass, and Age |journal=The Astrophysical Journal |volume=708 |issue=1 |pages=71–79 |year=2010 |month=January |doi=10.1088/0004-637X/708/1/71 |bibcode=2010ApJ...708...71Y |url=http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/708/1/71/pdf |accessdate=24 листопада 2018 |archive-date=26 липня 2018 |archive-url=https://web.archive.org/web/20180726044128/http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/708/1/71/pdf }}</ref>.

[[Гравітаційне поле Землі|Прискорення вільного падіння]] на Везі також значною мірою залежить від [[Широта|широти]], тому температура поверхні на Везі сильно відрізняється. За [[Теорема фон Цейпеля|теоремою фон Цейпеля]], світність зір в районі полюсів вища. Це призводить до різниці температур між полюсами і екватором. В районі полюса вона дорівнює 9695 ± 20&nbsp;К, тоді як поблизу екватора — на 2400&nbsp;К менша<ref name="Peterson">{{cite journal
 | author=Peterson, D. M.; Hummel, C. A.; Pauls, T. A.; Armstrong, J. T.; Benson, J. A.; Gilbreath, G. C.; Hindsley, R. B.; Hutter, D. J.; Johnston, K. J.; Mozurkewich, D.; Schmitt, H. R.
 | title=Vega is a rapidly rotating star
 | journal=Nature
 | year=1999
 | volume=440
 | issue=7086
 | pages=896—899
 | arxiv=astro-ph/0603520
 | accessdate=2009-04-12
 | doi=10.1038/nature04661
}} {{arXiv|astro-ph/0603520}}</ref>.

Якби ми бачили Вегу з екватора, то вона здалася б вдвічі тьмянішою<ref name="Gulliver" /><ref>Проєкція зорі з боку полюсів&nbsp;— коло, з боку екватора&nbsp;— еліпс. Поперечний переріз еліпса становить лише близько 81&nbsp;% поперечного перерізу в районі полюсів, тому екваторіальна область отримує менше енергії. Будь-яка додаткова світність пояснюється розподілом температур. Згідно із законом Стефана&nbsp;— Больцмана, потік енергії від екватора Веги буде приблизно на 33&nbsp;% більшим, ніж від полюса:
: <math>\begin{smallmatrix}\left( \frac{T_{eq}}{T_{pole}} \right)^4 = \left( \frac{7,600}{10,000} \right)^4 = 0.33\end{smallmatrix}</math>
</ref>.

Температурна різниця також може означати наявність [[конвекція|конвективної]] зони навколо екватора<ref name=Aufdenberg_2006 />.

Якби Вега була сферично симетричною зорею з повільним обертанням, то її яскравість була б еквівалентною 57-ми світностям Сонця. Ця яскравість значно перевищує світність типової зорі з такою масою. Таким чином, виявлення швидкого обертання Веги дозволило усунути цю суперечність, і повна болометрична світність Веги перевищує сонячну лише в 37 разів<ref name=Aufdenberg_2006 />.

Вегу тривалий час використовували як еталонну зорю для калібрування телескопів. Знання про швидкість обертання Веги і знання того кута, під яким ми її бачимо, допомогло налаштувати інтерферометри щодо цієї зорі, і тепер діаметр зірки точно виміряний<ref>{{cite journal
 | author=Quirrenbach, Andreas.
 | title=Seeing the Surfaces of Stars
 | journal=Science
 | year=2007
 | volume=317
 | issue=5836
 | pages=325—326
 | url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/317/5836/325
 | accessdate=
 | doi=10.1126/science.1145599
 | pmid=17641185
 | archive-date=1 березня 2009
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20090301215804/http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/317/5836/325
 }}</ref>.

=== Металічність ===

У фотосфері Веги мало елементів важчих за гелій — лише 32 % від аналогічного показника на Сонці. Для порівняння, у фотосфері [[Сіріус]]а міститься втричі більше металів, ніж на Сонці. [[Сонце]] містить досить багато елементів, важчих за [[гелій]]. Їх вміст оцінюють величиною 0,0172 ± 0,002 від загальної маси<ref>{{cite journal
 | author=Antia, H. M.; Basu, Sarbani.
 | title=Determining Solar Abundances Using Helioseismology
 | journal=The Astrophysical Journal
 | year=2006
 | volume=644
 | issue=2
 | pages=1292—1298
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006astro.ph..3001A
 | accessdate=2008-02-21
 | doi=10.1086/503707
 | archive-date=30 серпня 2017
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20170830085416/http://adsabs.harvard.edu/abs/2006astro.ph..3001A
 }}</ref> (тобто Сонце приблизно на 1,72 відсотка складається з важких елементів). Вега ж містить лише 0,54 % важких елементів.

Незвично низька [[металічність]] Веги дозволяє віднести Вегу до [[Зорі типу лямбда Волопаса|зір типу λ Волопаса]]<ref>{{cite journal
 | author=Renson, P.; Faraggiana, R.; Boehm, C.
 | title=Catalogue of Lambda Bootis Candidates
 | journal=Bulletin d’Information Centre Donnees Stellaires
 | year=1990
 | volume=38
 | pages=137—149
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1990BICDS..38..137R
 | accessdate=2008-02-21
 | archive-date=18 листопада 2018
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20181118223919/http://adsabs.harvard.edu/abs/1990BICDS..38..137R
 }} — Entry for HD 172167 on p. 144.</ref><ref name="Qiu">{{cite journal
 | author=Qiu, H. M.; Zhao, G.; Chen, Y. Q.; Li, Z. W.
 | title=The Abundance Patterns of Sirius and Vega
 | journal=The Astrophysical Journal
 | year=2001
 | volume=548
 | issue=2
 | pages=77—115
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ApJ...548..953Q
 | accessdate=2008-02-21
 | doi=10.1086/319000
 | archive-date=8 серпня 2018
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20180808133447/http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ApJ...548..953Q
 }}</ref>.

Причина такої низької металічності для Веги (та деяких інших подібних зір спектрального класу A0-F0) залишається незрозумілою.

Можливо, це обумовлено втратою маси зорі, однак цей процес починається лише наприкінці життя зорі — коли в ній закінчується водневе паливо. Іншою можливою причиною може бути формування Веги з газопилової хмари з надзвичайно низьким вмістом металів<ref>{{cite journal
 | author=Martinez, Peter; Koen, C.; Handler, G.; Paunzen, E.
 | title=The pulsating lambda Bootis star HD 105759
 | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
 | year=1998
 | volume=301
 | issue=4
 | pages=1099—1103
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998MNRAS.301.1099M
 | accessdate=2009-02-21
 | doi=10.1046/j.1365-8711.1998.02070.x
 | archive-date=18 листопада 2018
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20181118225647/http://adsabs.harvard.edu/abs/1998MNRAS.301.1099M
 }}</ref>.

Спостережуване співвідношення між гелієм та воднем у Веги приблизно на 40 % менше, ніж у Сонця. Це може бути спричинено зникненням конвективної зони гелію поблизу поверхні. Енергія з надр зорі передається замість конвекції з допомогою електромагнітного випромінювання, і це може бути причиною аномалій. Також причиною таких аномалій може бути [[дифузія]]<ref>{{cite journal
 | author=Adelman, Saul J.; Gulliver, Austin F.
 | title=An elemental abundance analysis of the superficially normal A star VEGA
 | journal=Astrophysical Journal, Part 1
 | year=1990
 | volume=348
 | pages=712—717
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1990ApJ...348..712A
 | accessdate=2008-02-21
 | doi=10.1086/168279
 | archive-date=18 листопада 2018
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20181118225306/http://adsabs.harvard.edu/abs/1990ApJ...348..712A
 }}</ref>.

=== Рух у просторі ===
[[Променева швидкість|Радіальна швидкість]] Веги — складова руху зорі вздовж променя зору спостерігача.

Для зір і [[Галактика|галактик]] однією з найважливіших характеристик є зміщення їхнього спектру. Якщо [[спектр]] зорі або галактики зміщений до червоної частини спектру, ([[червоний зсув]]), то ця зоря чи галактика віддаляються від спостерігача, і чим більший червоний зсув у спектрі, тим швидше віддаляється об'єкт спостереження. Хоча для зір це явище не настільки значне, але іншого способу обчислити швидкість руху зір відносно Землі немає. Точні вимірювання червоного зсуву Веги дали результат у -13,9 ± 0,9 км/с<ref>{{cite conference
 | author = D. S. Evans.
 | title = The Revision of the General Catalogue of Radial Velocities
 | booktitle = Proceedings from IAU Symposium no. 30
 | pages = p. 57
 | publisher = Academic Press
 | date = June 20—24, 1966
 | location = London, England
 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1967IAUS...30...57E
 | accessdate = 2008-02-21
 | archive-date = 26 червня 2019
 | archive-url = https://web.archive.org/web/20190626205502/http://adsabs.harvard.edu/abs/1967IAUS...30...57E
 }}</ref>. Знак мінус вказує на рух зорі до Землі.

Внаслідок [[Власний рух|власного руху зір]] Вега поступово пересувається на тлі інших зір, настільки віддалених від Землі, що вони здаються нерухомими — їхній власний рух настільки малий, що ним нехтують.

Ретельні вимірювання положення зорі дозволили виміряти власний рух Веги. Власний рух Веги за рік становить 202,03 ± 0,63 мілісекунди дуги за [[Пряме піднесення|прямим піднесенням]] і 287,47 ± 0,54 мілісекунди дуги за [[Схилення (астрономія)|схиленням]]<ref>{{cite journal
 | author=M. A. Perryman et al.
 | title=The Hipparcos Catalogue.
 | journal=Astronomy and Astrophysics
 | year=1997
 | volume=323
 | pages=L49—L52
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997A&A...323L..49P
 | accessdate=2008-02-21
 | archive-date=29 лютого 2008
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20080229071600/http://adsabs.harvard.edu/abs/1997A%26A...323L..49P
 }}</ref>.

Повний власний рух Веги дорівнює 327,78 мілісекунди дуги на рік. За 11 тис. років Вега пересувається по [[Небесна сфера|небесній сфері]] приблизно на [[Градус (геометрія)|градус]]<ref>
{{cite web
 |author      = Majewski, Steven R.
 |year        = 2006
 |url         = http://www.astro.virginia.edu/class/majewski/astr551/lectures/VELOCITIES/velocities.html
 |title       = Stellar Motions
 |publisher   = University of Virginia
 |accessdate  = 2008-02-22
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64wt1u3UR?url=http://www.astro.virginia.edu/class/majewski/astr551/lectures/VELOCITIES/velocities.html
 |archivedate = 2012-01-25
 |deadurl     = yes
}} — Власний рух Веги визначається за формулою:
: <math>\begin{smallmatrix}\mu = \sqrt{ {\mu_\delta}^2 + {\mu_\alpha}^2 \cdot \cos^2 \delta }\ =\ 327,78 \end{smallmatrix}</math> мілісекунд дуги на рік.
де <math>\mu_\alpha</math> і <math>\mu_\delta</math> складові власного руху в прямому сходженні й, відповіднно, схиленні, та <math>\delta</math> — схилення.
</ref>.

Відносно сусідніх зір швидкість Веги становить: по координаті U = -16,1 ± 0,3 км/с, по координаті V = -6,3 ± 0,8 км/с, і по координаті W = -7,7 ± 0,3 км/с<ref name="castor"/>. Повна швидкість Веги дорівнює 19 кілометрів на секунду<ref>Повну швидкість визначають за такою формулою:
: <math>\begin{smallmatrix}v_{\text{sp}} = \sqrt{16,1^2 + 6,3^2 + 7,7^2} = 19 \end{smallmatrix}</math> км/с
</ref> — з приблизно такою ж швидкістю рухається в просторі [[Сонце]] відносно сусідніх зірок.

Хоча нині Вега лише п'ята за яскравістю зоря неба, але з плином часу її блиск повільно зростатиме через наближення до Сонячної системи. Приблизно через 210 тисяч років Вега стане найяскравішою зорею неба. Ще через 70 тисяч років її блиск досягне максимуму -0,81<sup>m</sup>. Загалом, Вега буде найяскравішою зорею впродовж 270 тисяч років<ref>{{cite journal
 | author=Tomkin, Jocelyn.
 | title=Once And Future Celestial Kings
 | url=https://archive.org/details/sim_sky-and-telescope_1998-04_95_4/page/59
 | journal=Sky and Telescope
 | date=April 1998
 | volume=95
 | issue=4
 | pages=59—63
}}</ref>.

Досліджуючи інші зорі, схожі за віком і властивостями на Вегу, а також ті, які рухаються подібним до неї чином, астрономи зарахували Вегу до так званої [[Рухома група зір Кастора|групи Кастора]]. Ця невелика група містить близько 16 зір, дуже схожих на Вегу. До неї належать такі об'єкти: [[Альфа Терезів|α Lib]], [[Альдерамін|α Цефея]], [[Кастор]], [[Фомальгаут]] і Вега. Всі ці зорі рухаються в просторі майже паралельно одна до одної й з однаковою швидкістю. Колись всі вони сформувалися в одному місці і в один час, а потім стали гравітаційно-незалежними, але як і у випадку [[Сіріус|Сіріуса]], астрономи знайшли свідчення існування цієї групи в минулому<ref>{{cite book
 | last=Mike Inglis.| year=2003
 | title=Observer’s Guide to Stellar Evolution: The Birth, Life, and Death of Stars | publisher=Springer
 | isbn=1852334657
}}</ref>.

За підрахунками вчених, група утворилася близько 100-300 мільйонів років тому, і зорі цієї групи рухаються приблизно з однаковою швидкістю — десь 16,5 кілометра на секунду<ref name="castor">{{cite journal
 | author=Barrado y Navascues, D.
 | title=The Castor moving group. The age of Fomalhaut and VEGA
 | journal=Astronomy and Astrophysics
 | year=1998
 | volume=339
 | pages=831—839
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999astro.ph..5243B
 | accessdate=2008-06-29
 | archive-date=29 лютого 2008
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20080229052716/http://adsabs.harvard.edu/abs/1999astro.ph..5243B
 }}</ref><ref>U = −10,7 ± 3,5, V = −8,0 ± 2,4, W = −9,7 ± 3,0 км/с. Повну швидкість визначають за такою формулою:
: <math>\begin{smallmatrix}v_{\text{sp}} = \sqrt{10,7^2 + 8,0^2 + 9,7^2} = 16,5 \end{smallmatrix}</math> км/с.
</ref>.

== Планетна система ==

=== Надлишок інфрачервоного випромінювання ===
Одним з перших серйозних досягнень у роботі інфрачервоної астрономічної обсерваторії [[IRAS]] була реєстрація значного перевищення потоку інфрачервоного випромінювання від Веги в порівнянні з очікуваним. Підвищену інтенсивність випромінювання було виявлено на довжинах хвиль 25, 60 і 100 [[Мікрометр|мікрометрів]], і ці хвилі випромінювала ділянка, що має кутовий радіус десять кутових секунд, що відповідає джерелу випромінювання діаметром 80 [[Астрономічна одиниця|а.&nbsp;о.]] Було запропоновано, що джерелом випромінювання є дрібні частинки, які обертаються навколо Веги та мають діаметр не менш одого [[міліметр]]а й температуру близько 85 [[Кельвін (одиниця)|К]]<ref>{{книга
|заголовок=[[Наука и человечество]], 1985: Доступно и точно о главном в мировой науке. Международный ежегодник
|відповідальний = Редкол. [[Логунов Анатолій Олексійович|А. А. Логунов]] (пред.) и др
|місце = М.
|видавництво = [[Знание (видавництво, Москва)|Знание]]
|рік = 1985
|сторінок = 400
|сторінки=322
}}</ref>. Частинки меншого діаметра будуть видуватися з системи [[Світловий тиск|світловим тиском]] або впадуть на зорю внаслідок [[Ефект Пойнтінга — Робертсона|ефекту Пойнтінга — Робертсона]]<ref name="Harper">{{cite journal
 | author=Harper, D. A.; Loewenstein, R. F.; Davidson, J. A.
 | title=On the nature of the material surrounding VEGA
 | journal=Astrophysical Journal, Part 1
 | year=1984
 | volume=285
 | pages=808—812
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1984ApJ...285..808H
 | accessdate=2008-02-21
 | doi=10.1086/162559
 | archive-date=18 листопада 2018
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20181118230154/http://adsabs.harvard.edu/abs/1984ApJ...285..808H
 }}</ref>. Цей ефект пов'язаний з тим, що теплові фотони, які перевипромінюються частинками пилу,  анізотропні в системі відліку, нерухомій відносно зорі — переважає перевипромінювання в напрямку руху порошинки. У результаті порошинка втрачає [[момент імпульсу]] і по спіралі падає на зорю, а наблизившись до неї — випаровується. Цей ефект тим більш суттєвий, чим ближче перебуває порошинка до зорі<ref name="dya"/>.

Пізніші вимірювання потоку від Веги [[Світло|електромагнітного випромінювання]] з довжиною хвилі 193 мікрометри показали, що він слабший, ніж очікувалося. Це означало, що розмір пилових частинок — 100 мікрометрів або менше. Побудована на основі цих спостережень модель передбачала, що ми спостерігаємо пиловий диск навколо зорі радіусом 120 а.о. майже зверху, бо дивимося на Вегу практично з полюса. Крім того, в центрі цього диска є дірка радіусом майже 80 астрономічних одиниць. У центрі цієї дірки перебуває Вега<ref>{{cite journal
 | author=Dent, W. R. F.; Walker, H. J.; Holland, W. S.; Greaves, J. S.
 | title=Models of the dust structures around Vega-excess stars
 | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
 | year=2000
 | volume=314
 | issue=4
 | pages=702—712
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000MNRAS.314..702D
 | accessdate=2008-02-21
 | doi=10.1046/j.1365-8711.2000.03331.x
 | archive-date=29 лютого 2008
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20080229071605/http://adsabs.harvard.edu/abs/2000MNRAS.314..702D
 }}</ref>.

Після виявлення аномального випромінювання Веги були відкриті й інші подібні зорі. На [[2002 у науці|2002 рік]] зареєстровано близько 400 «Вега-подібних» зір<ref name="Song" />, серед яких [[Денебола]], [[HD39060|Бета Живописця]], [[Фомальгаут]], [[Епсилон Ерідана]] та ін<ref>{{cite journal
 | author=Cote, J.
 | title=B and A type stars with unexpectedly large colour excesses at IRAS wavelengths
 | journal=Astronomy and Astrophysics
 | year=1987
 | 5=
 | pages=77—84
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1987A&A...181...77C
 | accessdate=2008-02-21
 | archive-date=22 березня 2019
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20190322163037/http://adsabs.harvard.edu/abs/1987A%26A...181...77C
 }}</ref>. Висловлено припущення, що ці зорі можуть стати ключем до розгадки походження [[Сонячна система|Сонячної системи]]<ref name="Song" />.

=== Пиловий диск ===
[[Файл:Massive_Smash-Up_at_Vega.jpg|міні|300x300пкс|Зіткнення двох масивних небесних тіл неподалік від Веги як його бачить художник. Подібні зіткнення могли викликати утворення навколо Веги пилового диска.]]
[[1983 у науці|1983 року]] космічна обсерваторія [[IRAS]] виявила [[інфрачервоне випромінювання]] на ділянці розміром близько 140 [[астрономічна одиниця|а.о.]] навколо Веги. Випромінює диск, який складається з пилових і крижаних часток і нагрівається зорею<ref name=aes>{{А-Е-С|стаття=Вега|сторінка=63|літера=v1}}</ref>.

[[2005 у науці|2005 року]] космічний телескоп «[[Космічний телескоп Спітцера|Спітцера]]» отримав зображення Веги, а також пил навколо неї, в інфрачервоному спектрі, оскільки пил вільно пропускає інфрачервоне випромінювання. Вважається, що на відстані 86—200 а.о. від Веги розташована хмара, подібна до [[пояс Койпера|поясу Койпера]] в [[Сонячна система|Сонячній системі]], а невеликі частинки «вимітаються» звідти випромінюванням зорі<ref name="spitzer">{{cite journal |url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0504086 |title=The Vega Debris Disk&nbsp;— A Surprise from Spitzer |journal=Astrophys.J. 628 |year=2005 |pages=487-500 |doi=10.1086/430819 |accessdate=27 січня 2007 |archive-date=10 березня 2016 |archive-url=https://web.archive.org/web/20160310200442/http://arxiv.org/abs/astro-ph/0504086 }}</ref>.

Було показано, що різні частини пилового диска — джерела випромінювання різної довжини хвилі. На довжині хвилі 24 мікрометри диск має розмір 43 кутові секунди, що відповідає відстані від Веги до нього 330 а.о, на 70 мікрометрах — 70 кутових секунд (543 а.&nbsp;о.), а на 160 мікрометрах — 105 кутових секунд (815 а.&nbsp;о.). Ці широкі й далекі від зорі частини складалися з дрібних частинок розміром від 1 до 50 мікрометрів у діаметрі. Відстань внутрішньої межі пилу від зорі становить за оцінками 71-102 а.&nbsp;о. або 11±2 кутових секунди. Така чітка межа диска виникла завдяки тому, що Вега своїм випромінюванням [[Світловий тиск|відштовхує]] частинки пилу, водночас утримуючи пиловий диск за рахунок тяжіння, тому пиловий диск відносно стабільний<ref name="Su et al" />.

Загальна маса пилу в диску становить 0,003 маси Землі, що відповідає об'єкту радіусом близько 1000 км. Передбачають, що руйнування і перетворення на пил такої маси тіла в результаті зіткнення малоймовірне. Більш вірогідним видається утворення завдяки зіткненням об'єктів меншої маси, які запустили каскад дроблення, стикаючись з іншими аналогічними об'єктами<ref name="Su et al" />.

Час існування без підживлення новим матеріалом подібних пилових структур — не більш як 10 млн років. Якщо не відбувається нових зіткнень, то вони поступово припиняють своє існування<ref name="Su et al" />.

Спостереження інфрачервоного телескопа CHARA ([[обсерваторія Маунт-Вілсон]]) у [[2006 у науці|2006 році]] підтвердили наявність другого пилового диска навколо Веги, приблизно на відстані 8 а.&nbsp;о. від зорі (близько 1 млрд км). Цей пил аналогічний до сонячного [[Пояс астероїдів|поясу астероїдів]], або ж є результатом інтенсивних зіткнень між кометами або метеоритами, але може бути планетою в процесі формування<ref>{{cite journal
 | author=Absil, O. et al.
 | title=Circumstellar material in the Vega inner system revealed by CHARA/FLUOR
 | journal=Astronomy and Astrophysics
 | year=2006
 | volume=452
 | issue=1
 | pages=237—244
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006A&A...452..237A
 | accessdate=2008-02-21
 | doi=10.1051/0004-6361:20054522
 | archive-date=29 лютого 2008
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20080229071705/http://adsabs.harvard.edu/abs/2006A%26A...452..237A
 }}</ref>. Можливо, пил із цього диска є причиною передбачуваної змінності Веги<ref>
{{cite web
 |author      = Girault-Rime, Marion.
 |date        = Summer 2006
 |url         = http://www2.cnrs.fr/en/578.htm
 |title       = Vega’s Stardust
 |publisher   = CNRS International Magazine
 |accessdate  = 2008-02-21
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64wt2K1Ki?url=http://www2.cnrs.fr/en/578.htm
 |archivedate = 2012-01-25
 |deadurl     = no
}}
</ref>

=== Можлива планетна система ===
[[Файл:Vega's_dust_cloud.jpg|міні|201x201пкс|Пиловий диск Веги в штучних кольорах. Видно відкриту асиметрію. Положення зорі позначене «∗», «+» вказує на положення гіпотетичної планети.]]
Спостереження за допомогою [[телескоп імені Джеймса Клерка Максвелла|телескопа імені Джеймса Клерка Максвелла]], здійснені [[1997 у науці|1997 року]], виявили навколо Веги так званий «довгастий яскравий центральний регіон», який розташовувався на відстані 9 кутових секунд (70 а.&nbsp;е.) від Веги у напрямку на північний схід. Науковці припустили, що це або збурення диска гіпотетичною [[Екзопланета|екзопланетою]], або що на орбіті навколо Веги перебував якийсь небесний об'єкт, цілком оточений пилом. Однак зображення, отримані з [[Обсерваторія Кека|телескопа «Кек»]] на [[Гавайські острови|Гаваях]], привели вчених до висновку, що мова йде про дуже велику хмару пилу і газу, яка розташована навколо Веги, і що це, очевидно, протопланетний диск, а маса об'єкта, який з нього формується — 12 мас [[Юпітер (планета)|Юпітера]], що відповідає легкому [[Коричневий карлик|коричневому карлику]] або [[Субкоричневий карлик|субкоричневому карлику]]. До висновку, що планети Веги перебувають у процесі формування, дійшли астрономи з [[Каліфорнійський університет у Лос-Анджелесі|Каліфорнійського університету в Лос-Анджелесі]] (UCLA)<ref>{{cite journal
 | author=Holland, Wayne S.; Greaves, Jane S.; Zuckerman, B.; Webb, R. A.; McCarthy, Chris; Coulson, Iain M.; Walther, D. M.; Dent, William R. F.; Gear, Walter K.; Robson, Ian.
 | title=Submillimetre images of dusty debris around nearby stars
 | journal=Nature
 | year=1998
 | volume=392
 | issue=6678
 | pages=788—791
 | url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1998Natur.392..788H
 | accessdate=2008-02-21
 | doi=10.1038/33874
 | archive-date=1 червня 2016
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20160601231942/http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1998Natur.392..788H
 }}</ref><ref>
{{cite web
 |author      = Staff.
 |date        = 1998-04-21
 |title       = Astronomers discover possible new Solar Systems in formation around the nearby stars Vega and Fomalhaut
 |publisher   = Joint Astronomy Centre
 |url         = http://outreach.jach.hawaii.edu/pressroom/1998_vega/
 |accessdate  = 2008-02-21
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64wt2xj9i?url=http://outreach.jach.hawaii.edu/pressroom/1998_vega/
 |archivedate = 2012-01-25
 |deadurl     = yes
}}
</ref>.

[[2003 у науці|2003 року]] висунуто іншу, схожу пропозицію — про наявність навколо Веги планети (можливо, кількох планет) з масою [[Нептун (планета)|Нептуна]], які мігрували з відстані 40 а.&nbsp;о. від зорі до 65.&nbsp;о. приблизно 50 мільйонів років тому<ref name="Wyatt" />. Використовуючи [[коронограф]] телескопа «[[Субару (телескоп)|Субару]]» на [[Гавайські острови|Гавайських островах]] у [[2005 у науці|2005 році]], астрономи зуміли обмежити верхню межу маси планети(и) Веги 5-10 масами Юпітера. До того ж астрономи припустили, що крім цих гіпотетичних планет-гігантів у системі Веги можуть існувати і [[планети земної групи]]. Імовірно, що площина орбіт планет Веги, швидше за все, лежатиме поблизу екваторіальної площини зорі<ref>{{cite web
 |date        = 2003-12-01
 |author      = Gilchrist, E.; Wyatt, M.; Holland, W.; Maddock, J.; Price, D. P.
 |title       = New evidence for Solar-like planetary system around nearby star
 |publisher   = Royal Observatory, Edinburgh
 |url         = http://www.roe.ac.uk/roe/support/pr/pressreleases/vega.html
 |accessdate  = 2008-02-21
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64wt3t0rD?url=http://www.roe.ac.uk/roe/support/pr/pressreleases/vega.html
 |archivedate = 2012-01-25
 |deadurl     = yes
}}</ref><ref>{{cite journal
 | author=Campbell, B.; Garrison, R. F.
 | title=On the inclination of extra-solar planetary orbits
 | journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific
 | year=1985
 | volume=97
 | pages=180—182
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1985PASP...97..180C
 | accessdate=2008-02-21
 | doi=10.1086/131516
 | archive-date=1 червня 2016
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20160601232100/http://adsabs.harvard.edu/abs/1985PASP...97..180C
 }}</ref>.

З погляду спостерігача, який веде спостереження з якоїсь із гіпотетичних планет Веги, Сонце перебуватиме в сузір'ї [[Голуб (сузір'я)|Голуба]], і матиме видиму зоряну величину 4,3 m. Неозброєним оком зорю такого блиску на Землі можна було б побачити в ясну, хорошу зоряну ніч, для цього особливої [[Зоровий аналізатор|гостроти зору]] не потрібно<ref name="Зигель" />.

== Найближче оточення зорі ==
На відстані в межах 10 [[Світловий рік|світлових років]] від Веги розташовані такі зорі:
{| class="standard" style="text-align: center; margin-bottom: 10px;"
| bgcolor="#ffcc00" | [[Зоря]]
| bgcolor="#ffcc00" | [[Спектральна класифікація зір|Спектральний клас]]
| bgcolor="#ffcc00" | [[Світловий рік|Відстань, св.]] [[Світловий рік|років]]
|-
|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
|}

== Вега в культурі ==

=== Вега в міфах народів світу ===
Вега — одна з найяскравіших зір на небосхилі і здавна привертала увагу стародавніх народів, які наділяли її міфологічними властивостями. Ще [[ассирійці]] називали Вегу «Даян-сейм», що в перекладі українською означає «суддя неба». [[Аккадська мова|Аккадці]] назвали її «Тір-анна», або «життя небес». [[Вавилон|Вавилонський]] Дильган («посланець світла») міг бути пов'язаний з Вегою<ref name="Burnham" />. [[Стародавня Греція|Стародавні греки]] вважали, ромбик з чотирьох зір, що розташований поряд з Вегою,  [[Ліра (музичний інструмент)|лірою]], яку створив [[Гермес]] і згодом [[Аполлон]] передав музиканту [[Орфей|Орфею]], ця назва сузір'я поширена й сьогодні<ref>{{книга|автор=Ян Ридпат.|заголовок=Звёзды и планеты|місце=М.|видавництво=Астрель|рік=2004|сторінки=178|isbn=0-271-10012-X}}</ref>.
[[Файл:Carved_Box_with_Figure_Design.jpg|міні|300x300пкс|Зображення [[Ню-лан]]а (Альтаїра) з дітьми та [[Чжі-нюй]] (Веги); епоха [[Династія Цін|Цін]].]]
У [[Китайська міфологія|китайській міфології]] існує любовна історія Ці Сі ({{Китайська||七夕|qī xī}}), в якій [[Ню-лан]] (зоря [[Альтаїр]]), Пастух, і його двоє дітей ([[Бета Орла|β]] і [[Гамма Орла|γ]] [[Орел (сузір'я)|Орла]]) навіки розлучитися з рідною матір'ю, небесною ткалею [[Чжі-нюй]] (Вегою), яка перебуває на іншому березі [[Річка|річки]] — [[Чумацький Шлях|Чумацького Шляху]]<ref>{{книга
 | автор=Liming Wei; Yue, L.; Lang Tao, L.
 | рік=2005 | заголовок=Chinese Festivals
 | видавництво=Chinese Intercontinental Press
 | isbn=7-5085-0836-X
}}</ref>. Японський фестиваль [[Танабата]] також заснований на цій легенді<ref>{{книга
 | автор=John Robert Kippax.
 | рік=1919
 | заголовок=The Call of the Stars: A Popular Introduction to a Knowledge of the Starry Skies with their Romance and Legend
 | видавництво=G. P. Putnam’s Sons
}}</ref>. Стародавні [[Інгуші|інгушські]] міфи пояснюють походження Веги, [[Денеб]]а та Альтаїра, які утворюють на небі трикутник, легендою про доньку бога грому і блискавки Села, дівчиною надзвичайної краси, що вийшла заміж за небожителя. Згідно з цією легендою, вона підготувала з тіста трикутний хліб і засунула його в попіл з вуглинками, щоб він випікся. Поки вона ходила за соломою, два кути хліба згоріли, уцілів лише один. І тепер на небі видно три зорі, з яких одна (Вега) набагато яскравіша за дві інші<ref>{{книга
|автор=Е. М. Мелетинский.
|заголовок=Мифология
|видання=Изд. 4-е, перепечатанное
|видавництво=Большая российская энциклопедия
|рік=1998
|сторінки=492
}}</ref>. В [[зороастризм]]і Вегу часом пов'язують [[Ванант]]ом, маленьким [[божество]]м, чиє ім'я означає «завойовник»<ref>{{книга
 | автор=Mary Boyce.| рік=1996
 | заголовок=A History of Zoroastrianism |volume=1: The Early Period
 | видавництво=E. J. Brill | місце=N. Y.
 | isbn=9004088474
}}</ref>.

У [[Римська імперія|Римській імперії]] момент, коли Вега перетинала лінію горизонту перед сходом Сонця, вважався початком [[Осінь|осені]]. <ref name="Allen">{{книга
 | автор=Richard Hinckley Allen.
 | рік=1963
 | заголовок=Star Names: Their Lore and Meaning
 | видавництво=Courier Dover Publications
 | isbn=0-48-621079-0
 | url-access=registration
 | url=https://archive.org/details/starnamestheirlo00alle
 }}</ref>.

Середньовічні [[Астрологія|астрологи]] вважали Вегу однією з 15 обраних зір, вплив яких на людство був найбільшим<ref>{{книга
| автор=Tyson, Donald; Freake, James.
| рік=1993
| заголовок=Three Books of Occult Philosophy
| видавництво=Llewellyn Worldwide
| isbn=0-87-542832-0
}}</ref>. [[Агріппа Неттесгеймський]] для позначення Веги використовував [[Кабала (вчення)|кабалістичний]] символ [[Файл:Agrippa1531_Vulturcadens.png]] з підписом {{Lang-la|Vultur cadens}}, дослівним перекладом арабської назви<ref>{{книга
 | автор=Heinrich Cornelius Agrippa.| рік=1533
 | заголовок=De Occulta Philosophia
}}</ref>. Зорю уособлювали камінь [[Перидот|хризоліт]] і рослина [[чабер]]. Крім імені «Вега», різні астрологи [[Середньовіччя]] називали цю зорю «Вагні», «Вагнієхом» і «Векою»<ref name="Burnham"/>.

=== Вега в літературі ===
Вега неодноразово згадується у творах [[Наукова фантастика|науково-фантастичної]] літератури. 

Зокрема, у романі [[Едмонд Гемілтон|Е. Гамільтона]] «Місто на краю світу» (''City at World's End'', 1951) на четвертій планеті системи Веги (Вега-4) містився центр галактичної Федерації і новий осередок життя людей, які залишили непридатну для життя [[Земля|Землю]].

У романі [[Єфремов Іван Антонович|І. Єфремова]] [[Туманність Андромеди (роман)| «Туманність Андромеди»]] (1958) до Веги було скеровано 34-ту зоряну експедицію [[зореліт|зорельоту]] «Парус», яка виявила тільки чотири незаселені планети.

У книзі [[Карл Саган|Карла Сагана]] [[Контакт (роман)|«Контакт»]] та у [[Контакт (фільм)|фільмі]], що знятий за її сюжетом сигнал, який знаходить головна героїня надходить з орбіти Веги.

== Див. також ==
* [[Список найяскравіших зір]]
* [[Спектрофотометричні стандарти]]

== Примітки ==
{{примітки|2}}

== Посилання ==
*{{cite web
 |author      = Gay Yee Hill; Dolores Beasley.
 |date        = 2005-01-10
 |title       = Spitzer Sees Dusty Aftermath of Pluto-Sized Collision
 |lang        = en
 |publisher   = NASA
 |work        = Spitzer Space Telescope
 |url         = http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2005-01/release.shtml
 |accessdate  = 
 |archiveurl  = https://web.archive.org/web/20050111134058/http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2005-01/release.shtml
 |archivedate = 2005-01-11
 |deadurl     = no
}}
* {{cite web|url=http://www.vega.org.uk/video/subseries/16|title=Astrophysical Chemistry Video Lectures by Harry Kroto|publisher=Vega Science Trust|lang=en|archiveurl=https://www.webcitation.org/64wtAH1aW?url=http://www.vega.org.uk/video/subseries/16|archivedate=2012-01-25|accessdate=2016-11-03|deadurl=no}}

[[Категорія:Зорі головної послідовності спектрального класу A]]
[[Категорія:Зорі з власними іменами]]
[[Категорія:Ліра (сузір'я)]]
[[Категорія:Об'єкти з каталогу Генрі Дрепера|В]]
[[Категорія:Об'єкти HIP]]
[[Категорія:Гіпотетичні планетні системи]]
[[Категорія:Змінні типу δ Щита]]
[[Категорія:Навколозоряні диски]]
[[Категорія:Зорі типу λ Волопаса]]
[[Категорія:Рухома група зір Кастора]]