Alfa-líra • Alfa-líra
VegaJobb felemelkedés | 18 óra 36 m 56.3364 s |
---|---|
Deklináció | 38 ° 47 ′ 01.280 ″ |
csillagkép | Lant |
Látszólagos nagyság | 0,03 |
Helyszín a csillagképben: Líra ![]() ![]() | |
Spektrális típus | A0 Menj |
---|---|
UB index | 0,00 |
BV index | 0,00 |
Változékonyság | Delta Scuti |
Radiális sebesség | −13,9 ± 0,9 km / s |
---|---|
Tiszta mozgás |
μ α = +200,94 mas / a μ δ = +286,23 mas / a |
Parallaxis | 130,23 ± 0,36 mas |
Távolság | 25,04 ± 0,07 a.l. (∼7,68 pc ) |
Abszolút nagyság | 0,582 |
Tömeg | 2,11 M ☉ |
---|---|
Sugár | 2,26 × 2,78 R * |
Felületi gravitáció (log g) | 4,1 ± 0,1 |
Fényerősség | 37 ± 3 L ☉ |
Hőfok | 9,602 ± 180 K |
Fémesség | [M / H] = -0,5 |
Forgás | 12,5 óra |
Kor | 3,86–5,72 × 10 8 a |
Egyéb megnevezések
Vega, Lucida Lyrae, α Lyr , 3 Lyr ( Flamsteed ), GJ 721, HR 7001 , BD +38 3238, HD 172.167 , GCTP projekt 4293,00, LTT 15486, ÁSZ 67.174, HIP 91.262
A Vega , a Bayer jelölés szerint más néven Alpha Lyrae ( α Lyrae / α Lyr ) a csillag a legfényesebb a Lyra csillagképben . A Földről nézve ez az ötödik legfényesebb csillag az égen, a második az északi féltekén, közvetlenül az Arcturus után . A Naphoz viszonylag közel álló csillag , 25,04 fényévnyire tőle. Azt is, annak belső fényesség , az egyik legfényesebb csillag a napenergia szomszédságában, együtt Arcturus és Sirius .
Tulajdonságai miatt a Vega csillagászok számos tanulmányának tárgyát képezte, és így többször fontos szerepet játszott a csillagászat történetében . Például ez volt az első csillag, amelyet a Napon kívül fényképeztek, és amelynek spektrumát megmérték. Ez volt az egyik első csillag, amelynek távolságát parallaxis becsülte . A fotometrikus fényességi skálák kalibrálásához is használták, és az egyik csillag volt, amely referenciaként szolgált az UBV fotometriai rendszer átlagértékeinek meghatározásához . Mellesleg, mivel a precesszió a napéjegyenlőségek , Vega volt a Sarkcsillag körül 12 -én évezred ie. HIRDETÉS (és 12 000 év múlva is lesz), bár az őskorból nincsenek feljegyzések arról, hogy foltozásra vagy tájékozódásra használták volna.
Vega a Naphoz képest viszonylag fiatal. A metallicitás szokatlanul alacsony. A Vega változó csillag lenne (vagyis a fényereje időszakonként változik). 274 km s −1 sebességgel gyorsan forog az Egyenlítőnél. Ennek következtében a centrifugális erő miatt kidudorodik az Egyenlítőn, és ennek következtében a hőmérséklete a fotoszféráján belül a pólusokon maximálisan változik . A Földről a pólusainak tengelyéhez közeli irányban figyelhető meg.
A Vega infravörös sugárzásának mérése lehetővé tette annak megállapítását, hogy a csillagnak porcsiszolt korongja van. Ez a por valószínűleg egy törmeléktárcsa tárgyainak ütközésének eredménye , hasonlóan a Naprendszer Kuiper övéhez . Azokat a csillagokat, amelyek a porkibocsátás miatt felesleges infravörös sugárzást mutatnak, „ Vega-szerű csillagoknak” nevezzük . A Vega lemez szabálytalanságai legalább egy , valószínűleg a Jupiter méretű exobolygó jelenlétére utalnak , amely a csillag körül kering.
A fényképezés , vagyis a fotózás az égi objektumok, jött létre 1840-ben, amikor John William Draper lefényképeztem a hold egy dagerrotipista . A 1850. július 17, A Vega a Napon kívül az első fényképezett csillag lett . A Harvard Főiskola Obszervatóriumában vették fel , szintén daguerotípus. Draper 1872 augusztusában a Vegát használta az elektromágneses spektrum első képének elkészítéséhez, és ő volt az első, aki megmutatta az abszorpciós vonalak jelenlétét a csillag spektrumában, ezáltal ellentmondva Auguste Comte híres állításának, miszerint a csillagok kémiai összetétele örökre megmaradt. hozzáférhetetlen (ilyen vonalakat már 1859 óta megfigyeltek a napspektrumban, valamint Robert Bunsen és Gustav Kirchhoff munkássága óta ). 1879-ben William Huggins a Vega és más hasonló csillagok spektrumának képeit használva azonosította tizenkét "nagyon nagy vonalat", amelyek gyakoriak voltak e csillagtípus között. Ezeket később azonosították vonalak a Balmer sorozat a hidrogénatom .
A Vega távolság parallaxissal mérhető . A Vega-t használta a csillag parallaxisának első számításához Friedrich GW von Struve , aki 0,125 ívmásodpercet kapott . Friedrich Bessel megkérdőjelezte von Struve adatait, és kiszámította 61 Cygni , 0,314 ″ parallaxisát . Von Struve kijavította kezdeti értékét, és duplájához közeli eredményt ért el. Ez a módosítás kétségessé tette von Struve adatait. Így az akkori csillagászok többsége, köztük von Struve, Besselnek tulajdonította az első parallaxisszámítás szerzőségét. Von Struve kezdeti eredménye azonban rendkívül közel áll a ma általánosan elfogadott értékhez, a 0,129 ″ -hoz .
A csillag fényességét a Földről nézve logaritmikus skála méri , a látszólagos nagyságot, amely a csillag fényességével csökken, követve az "első nagyságú csillagok", "második nagyságú csillagok" konvencióit, és így azonnal öröklődik az ókori Görögországból. A szabad szemmel látható legunalmasabb csillagok hatodik nagyságrendűek, míg a legfényesebb, a Szíriusz -1,47. Mivel a csillagászok lényegesen fényesebbek, mint az ég összes többi csillaga, a csillagászok a Vegát választották a nagyságrend referenciájának: a Vega nagyságát minden hullámhosszon nullának nyilvánították. Így hosszú évekig Végát használták a fényerő skálák kalibrálására az abszolút fotometriában . Manapság a Vega már nem a látszólagos nagyságrend mércéje, amely ma már numerikusan meghatározott fluxus. Ez a megközelítés szigorúbb, mert figyelmen kívül hagyja a csillag fényerejének esetleges variációit, és praktikusabb a csillagászok számára, mert Véga nem mindig áll rendelkezésre vagy jó körülmények között megfigyelhető a kalibráláshoz (különösen a déli féltekén).
Az UBV fotometriai rendszer ultraibolya ( U ), kék ( B ) és sárga ( V ) szűrőkön keresztül méri a csillag nagyságát . A Vega egyike annak a hat A0V spektrális csillagnak, amelyet a rendszer kezdeti kalibrálásakor használtak, amikor az 1950-es években létrehozták . Ennek a hat csillagnak az átlagos nagyságát a következő képlettel határoztuk meg: U - B = B - V = 0. Valójában ezeknek a csillagoknak az a nagysága, hogy az elektromágneses spektrum sárga, kék és ultraibolya részében azonos . Így a Vega viszonylag egyenletes elektromágneses spektrummal rendelkezik a látható - hullámhossza 350-850 nanométer -, fluxus sűrűsége 2000 és 4000 Jy között van . A Vega fluxus sűrűsége azonban gyorsan csökken az infravörös tartományban, és 5 mikron hullámhosszon megközelíti a 100 Jy értéket .
A Vega fotometriai mérései az 1930-as években azt sugallták, hogy a csillag gyengén változó, ± 0,03 nagyságrendű változásokkal. Ez az eltérés közel állt az idő megfigyelési korlátaihoz, ezért a Vega variálhatóságáról sok éven át vitatkoztak. A Vega nagyságát 1981-ben ismét megmérték a David Dunlap Obszervatóriumban, és a megfigyelések enyhe változékonyságot mutattak. Így felvetődött, hogy a Vega kis amplitúdó-variációi megfelelnek egy Delta Scuti típusú változónak . Ezek a csillagok koherensen oszcillálnak, generálva fényességük periodikus impulzusait. Bár a Vega egyes fizikai jellemzői megfelelnek az ilyen típusú változó csillagoknak, más megfigyelések nem tették lehetővé variációk azonosítását. A variációkat így szisztematikus mérési hibákra is fel lehet venni. Egy 2007-es cikk azonban megvizsgálta ezeket az eredményeket, valamint egyéb intézkedéseket, és arra a következtetésre jutott, hogy „A korábbi eredmények alapos elemzése azt sugallja, hogy a Vega valószínűleg 1–2% tartományban változik, esetenként kirándulásokkal a a lehetséges átlag ”. Egy 2011-es cikk azt is kimondta, hogy „Megerősült a Vega hosszú távú (évről-évre) változékonysága. "
1983-ban lett az első Vega csillag, amely körül a port lemez fedezték fel . Az IRAS mesterséges műhold felesleges infravörös sugárzást figyelt meg ott. Ezt a rendellenességet annak az energiának tulajdonították, amelyet a Vega felmelegített a pályán lévő pornak.
2009-ben a Toulouse-Tarbes Asztrofizikai Laboratórium (CNRS / Toulouse-i Egyetem) csapata elvégezte a mágneses mező első kimutatását Végán.
A Vega A0 Va spektrális típusú : ez egy kék színnel színezett fehér csillag , vagyis magjának hidrogénje magfúzióval héliummá alakul . A Vega a Napnál masszívabb csillag, és csak egymilliárd évet tölt a fő sorozaton, vagyis a Nap tizedét. A csillag életkora 386 és 511 millió év között van, vagyis a fősorozat élettartamának körülbelül a fele. A fő sorozatból való kilépés után a Vega M-típusú vörös óriássá , majd fehér törpévé válik . Jelenleg a Vega tömege meghaladja a Nap tömegét, és fényereje körülbelül 37-szerese a Napénak. A Vega lehet 0,107 napos periódusú Delta Scuti típusú változó csillag .
A Vega-mag által termelt energia nagy része a CNO-ciklusnak köszönhető , egy magfúziós reakciónak, amely a hidrogént héliummá alakítja, szén , nitrogén és oxigén magokat használva katalizátorként . Ez a reakció főként csak 16 × 10 6 K hőmérsékleten megy végbe , a hőmérséklet magasabb, mint a Nap magjának hőmérséklete. Energiahatékonysága megegyezik a proton-proton láncéval , mivel a reagensek és a végtermékek azonosak, de a CNO-ciklus sokkal inkább függ a hőmérséklettől. A Vega csillag esetében a konvektív zóna van a sejtmag körül, amely lehetővé teszi a reakció termékeinek kiürítését. A külső réteg sugárzási egyensúlyban van.
Éppen ellenkezőleg, a Napban a sugárzó zóna a mag körül van, míg a külső réteg konvektív.
A Vega energiaáramlását pontosan mértük a szokásos fényforrásokhoz képest. 548,0 nm-en a fluxus 3650 Jy , 2% -os hibahatárral. A Vega látható spektrumát a hidrogénabszorpciós vonalak és különösen a Balmer-sorozat vonalai uralják . Más elemek vonalai viszonylag gyengék, a legerősebb az ionizált magnéziumnak , vasnak és krómnak felel meg . A Vega kevéssé bocsát ki a röntgensugárzás tartományában , ami azt bizonyítja, hogy a csillag koronájának nagyon gyengének vagy hiányzónak kell lennie.
A Vega sugarát nagy pontossággal mértük interferometriával . Becslések szerint a nap sugara 2,73 ± 0,01-szerese . 60% -kal magasabb, mint a Siriusé , míg a sztármodellek szerint csak 12% -kal nagyobbnak kellene lennie. Ez a különbség annak a ténynek köszönhető, hogy a Vega egy gyorsan forgó csillag, amely forgástengelyének irányában látható, az egyenlítői sugár és a poláris sugár közötti különbség nagy. A CHARA interferométer 2005. júniusi megfigyelései megerősítették ezt a hipotézist.
Véga forgástengelye kevesebb, mint 5 ° -kal dől el a látómezőtől. Egyenlítője 274 km / s sebességgel forog , alig 7% -kal kisebb, mint az a sebesség, amelynél az egyenlítői gyöngy miatt tömegét veszítené a centrifugális erő miatt. Forgási ideje körülbelül 12,5 óra. Gyors forgása a csillag egyenlítői domborulatának kiindulópontja. Az egyenlítő sugara (2,78 ± 0,02 napsugár) 23% -kal nagyobb, mint a poláris sugár (2,26 ± 0,02 napsugár). A Földről ez a kiemelkedés a pólusok irányában látható, ami a sugár magasabb becsléséhez vezet.
Az elfordulás miatt a felületi gravitáció intenzívebb a pólusokon, mint a csillag egyenlítőjénél. Szerint a von Zeipel tétel , annak fényessége tehát lokálisan magasabb a sarkokon. Ez a különbség a csillag effektív hőmérsékletének változását eredményezi : a hőmérséklet a pólusokon megközelíti a 10 000 K- ot , az Egyenlítőnél pedig a 7 600 K- ot. Következésképpen, ha a Vega-t az egyenlítőjének síkjából látnánk, akkor a fényessége feleződne a pólusok tengelyénél láthatóval. Ez a nagy hőmérséklet-különbség a pólusok és az Egyenlítő között erős gravitációs sötétítő hatást vált ki . A pólusokból nézve ezek az eredmények alacsonyabb intenzitású (sötétebb) végtagot eredményeznek, mint egy gömbszimmetrikus csillagé. A hőmérsékleti gradiens azt is jelentheti, hogy a Vega konvekciós zónával rendelkezik az Egyenlítő körül, míg a légkör többi része valószínűleg kizárólag sugárzási egyensúlyban van .
A Vega már régóta használt távcsövek kalibrálásához. Gyors forgásának felfedezése néhány érvényes hipotézist csak akkor kérdőjelezhet meg, ha a csillag gömbszimmetrikus. Mivel a látószög és a csillag forgása ma már sokkal ismertebb, ma már lehetőség van a műszerek kalibrálásának javítására.
A csillagászok a fém kifejezést bármely olyan elemre utalják , amelynek atomtömege nagyobb, mint a héliumé . A metallicitás a Vega fotoszféra van -0.5: ez, a fém bőség csak 32%, hogy a Nap légkörében. Összehasonlításképpen: a Sirius , a Vega-hez hasonló csillag fémes bősége 3-szor nagyobb, mint a Napé. A Nap héliumnál nehezebb elemek aránya körülbelül Z Sol = 0,0172 ± 0,002; ez az arány tehát 0,55% ( Z Vega = 0,005 5) a Vega fotoszférájában.
A Vega fémessége szokatlanul alacsony: a Vega egy Lambda Bootis típusú csillag . Azonban az oka a létezését kémiailag sajátos csillagok az a típus A0-F0 bizonytalan. Ennek az anomáliának oka lehet diffúz jelenség vagy tömegvesztés, bár a csillagmodellek azt mutatják, hogy ennek csak a hidrogén csillag általi égésének vége felé kell bekövetkeznie . Egy másik hipotézis szerint a csillagok egy csillagközi közegből képződtek, amely szokatlanul szegény fémekben.
A hélium és a hidrogén mennyiségének aránya a Vega esetében 0,030 ± 0,005, ami körülbelül 40% -kal alacsonyabb, mint a Napé. Ez a különbség oka lehet a hélium konvekciós zónájának hiánya a felszín közelében. Az energiaátadásokat sugárzási folyamat hajtja végre, amely a diffúziós jelenségek által okozott alacsony bőség oka lehet.
A Vega sugárirányú sebessége a csillag látóvonal mentén mért sebességének az összetevője. Ezt a sebességet Doppler-effektussal mérjük : −13,9 ± 0,9 km / s , a negatív érték azt jelzi, hogy a csillag a Naphoz közelít.
A Vega keresztirányú mozgása (a látóvonalhoz viszonyítva) megváltoztatja a csillag helyzetét a távolabbi csillagokhoz képest. A csillag mozgásának pontos mérése az utóbbihoz képest lehetővé teszi annak szögmozgásának mérését, amelyet saját mozgásának nevezünk . Vega saját mozgás 202,03 ± 0,63 milli ívmásodperc (mas) évenként rektaszcenzió és 287,47 ± 0,54 mas / év a hajlás . Véga teljes saját mozgása tehát 327,78 mas / év .
A galaktikus koordinátarendszerben a Vega sebesség komponensei U = −13,9 ± 0,9; V = −6,3 ± 0,8 és W = −7,7 ± 0,3, azaz 17 km / s űrsebesség . A sebesség sugárirányú összetevője (a Nap irányában) −13,9 km / s , míg a keresztirányú sebesség 9,9 km / s . Noha a Vega most csak az ötödik legfényesebb csillag , a csillag látszólagos nagysága a következő évezredek során a Naphoz közeledve növekszik.
A Vega körülbelül 210 000 év alatt az ég legfényesebb csillaga lesz, a 290 000 év alatt eléri a –0,81 maximális nagyságrendet, és körülbelül 270 000 évig az ég legfényesebb csillaga lesz.
A csillag kinematikája azt sugallja, hogy a Castor Star Current nevű csillagegyesülethez tartozik . Ez a csoport jelenleg 16 csillagot tartalmaz, köztük az Alpha Librae , az Alpha Cephei , a Castor , a Fomalhaut és a Véga. Ennek a csoportnak minden tagja szinte párhuzamosan mozog és hasonló az űrsebessége. A csoport minden tagjának azonos eredete van, nyitott klaszter , amely már nincs gravitációs kötésben. A csoport becsült kora 200 ± 100 millió év, átlagos sebességük 16,5 km / s .
Spektropolarimetrikus megfigyelések , végezzük a Pic du Midi Bigorre obszervatórium , lehetővé tette a kimutatását a Vega mágneses mező . Ez az első olyan mező észlelése egy A spektrális típusú csillagon, amely kémiailag nem specifikus , így Véga a mágneses csillagok új osztályának prototípusává válik. Ennek a mezőnek az átlagos értéke −0,6 ± 0,3 G , ami összehasonlítható a nagyméretű napmágneses tér átlagos erősségével (maga körülbelül 1000-szer gyengébb, mint a napfoltokban lokálisan mért mágneses mező ).
Az Infravörös Csillagászati Műhold (IRAS) egyik első eredménye egy anomália felfedezése volt a Vega-ból érkező infravörös fluxusban: a fluxus nagyobb, mint az egyetlen csillag esetében várható volt. Ezt a különbséget 25, 60 és 100 μm hullámhosszon azonosították, és a csillag középpontjában lévő 10 ívmásodperces (10 ") szög sugarú területnek köszönhető . Figyelembe véve a Vega távolságát, a terület sugara 80 csillagászati egység . Feltételezték, hogy a sugárzás körülbelül egy milliméter nagyságú, a Vega körül keringő részecskékből származik; bármilyen kisebb részecskeméretet a sugárzási nyomással ki kell dobni a rendszerből, vagy a Poynting-Robertson-effektussal vonzani a csillaghoz . Ez utóbbi hatás a sugárzási nyomás következménye, amely olyan erőt hoz létre, amely ellentétes a porszemcsék orbitális mozgásával, és így a csillag felé esik. Ez a hatás a csillaghoz közeli kis részecskék esetében kifejezettebb.
A Vega későbbi mérése 193 μm hullámhosszon a vártnál alacsonyabb fluxust talált a milliméter nagyságrendű részecskék jelenlétében, ami arra utal, hogy méretüknek kisebbnek vagy egyenlőnek kell lennie, mint 100 μm. Ekkora részecskék jelenléte csak akkor lehetséges, ha egy forrás folyamatosan ellátja a lemezt. Az egyik lehetséges táplálási mechanizmus egy bolygót alkotó testkorong lenne. Az elméleti poreloszlási modellek azt mutatják, hogy a Vega körüli lemez kör alakú, 120 AU sugárral. Ezenkívül egy 80 AU-nál nagyobb sugarú lyuk lenne a lemez közepén.
A Vega környéki régióból érkező infravörös sugárzás ezen feleslegének felfedezése után a tanulmányok lehetővé tették más csillagok megfigyelését ugyanolyan rendellenességekkel a porkibocsátás miatt. 2002-ben körülbelül 400 ilyen csillagot azonosítottak. A Vega-hez hasonló csillagoknak hívják őket (angolul Vega-szerű vagy Vega-felesleges csillagok ). Ezek a csillagok segíthetnek a Naprendszer eredetének megértésében.
2005-ben a Spitzer űrtávcső nagy felbontású infravörös fotókat készített a Vega körüli porfelhőről. A szögletes mérete szerint változik a megfigyelési hullámhossz : 43 ív másodperc (azaz egy kiterjesztése 330 csillagászati egység mivel a távolság Vega a Földre) hullámhosszon 24 um , 70 "(543 AU ) 70 um és 105" (815 AU ) 160 µm-nél . Ezek a nagy korongok kör alakúak, és nem mutatnak porhalmazokat, a részecskék mérete 1 és 50 um között van . Ennek a felhőnek a teljes tömege a Föld tömegének 3 × 10−3- szorosa. A termelés a por szükségszerűen miatt közötti ütközések aszteroidák lakosú egyenértékű a Kuiper-öv a Naprendszer . Ez a por valószínűleg a Vega körüli törmelékkorongnak , nem pedig egy eredetileg elképzelt protoplanetáris korongnak köszönhető . A törmelékkorong belső határa 11 "± 2" vagy 70-102 ua lenne . A porkorongot a Vega sugárzási nyomása hozza létre, amely a nagy tárgyak ütközése során keletkezett port kiszorítja a rendszerből. A Vega körül megfigyelt por mennyiségének folyamatos előállításához azonban a csillag egész életében óriási kezdeti tömegre lenne szükség, amely a becslések szerint a jovi tömeg több százszorosa. Így valószínűbb, hogy az üstökösök vagy egy közepes vagy nagy tömegű aszteroida közelmúltbeli széttöredezése okozta , amely aztán a kisebb darabok és más testek ütközéseként felaprózódott. A porkorong viszonylag fiatal lenne a csillag korához képest, és új ütközések hiányában eltűnjön, amelyek több port eredményeznének.
A 2006-os Mount Wilson -i CHARA távcsővel végzett megfigyelések a Vega körüli belső porgyűrűben találtak bizonyítékot a létezésre. A csillagon kívül 8 AU sugárral ez a por bizonyíthatja a rendszeren belüli dinamikus zavarokat. Ennek oka lehet intenzív üstökös- vagy meteoritbombázás, és bizonyíték lehet a bolygórendszer létezésére.
Az 1997-es James Clerk Maxwell teleszkóp megfigyelései hosszúkás, fényes középső régiót mutattak, amelynek intenzitása a Vegától északkeletre fekvő 9 "(70 AU) csúcsra tetőzik. Ez a zavar vagy a porkorong extraszoláris bolygó általi megzavarásából származhat, vagy a pályán lévő, porral körülvett tárgyból. A Keck-távcsövekről készült képek azonban kizárták a 16-nál nagyobb vagy azzal egyenlő nagyságú társ jelenlétét, amely megfelelne egy olyan testnek, amelynek tömege meghaladja a jovi tömeg 12-szeresét. A hawaii Joint Astronomy Center és az UCLA csillagászai azt sugallták, hogy a kép egy kialakuló bolygórendszer jelenlétét jelzi.
A bolygó természetének meghatározása nehéz. Egy 2002-es cikk feltételezi, hogy ezeket a porfelhalmozódásokat a Jupiterhez hasonló tömegű bolygó okozza excentrikus pályán. A por a pályákra koncentrálna, úgynevezett "közepes mozgású" rezonanciában ezzel a bolygóval.
2003-ban felvetették, hogy ezeket a felhalmozódásokat a Neptunuszhoz hasonló tömegű bolygó okozta, amely 56 millió év alatt 40-ről 65 AU-ra vándorolt . Ez a pálya elég nagy lenne ahhoz, hogy lehetővé tegye a Vegához közeli földi bolygók kialakulását . E bolygó vándorlása csak akkor lehetséges, ha gravitációs kölcsönhatások lépnek fel egy második, masszívabb bolygóval, amely egy szorosabb pályán helyezkedik el.
Egy koronográfot a Subaru teleszkóp Hawaii 2005-ben a csillagászok képesek korlátozni lehet a bolygók körül Vega azoknak kisebb tömegű 5-10-szerese a Jupiter tömegének. Bár a Vega környékén még nem figyeltek meg bolygót, jelenlétük nem zárható ki. A Vega körüli pályán kis földi bolygók lehetnek. A Vega körüli bolygókerék hajlása valószínűleg nagyon közel van a csillag egyenlítői síkjához. A Vega körüli hipotetikus bolygón található megfigyelő számára a Nap 4,3 nagyságú unalmas csillagként jelenik meg a Galamb csillagképben .
A Vega a zenit közelében figyelhető meg az északi félteke közepes szélességétől a nyári estéken. A déli félteke középső szélességei felé az ausztrál tél folyamán, a láthatáron alacsonyan, északra látható. A +38,78 ° -os deklinációjú Vega csak a körülbelül 50 ° D- től északra fekvő szélességeken figyelhető meg. + 51 ° É-től északabbra fekvő szélességeken a Vega folyamatosan látható a láthatár felett: ez egy cirkumpoláris csillag . Hoz1 st július, A Vega eléri ellenzékét, mert ezen időpont körül napfény éjfélkor éri el csúcspontját .
A csillag található csúcsán álló nyári háromszög , egy asterism által alkotott csillagok Vega, α Cygni (Deneb) a konstelláció Cygnus és α Aquilae (Altaïr) a konstelláció Eagle amelyek mind csillagok nagyságrendű 0 vagy 1. A a képződés úgy néz ki, mint egy derékszögű háromszög, amelynek Vega lenne a csúcsa a derékszögben. A nyári háromszög felismerhető az északi félteke égén, mert a közelében kevés fényes csillag található.
A csillagok helyzete az égen az éjszaka folyamán megváltozik a Föld forgása miatt. Egy csillag azonban, amely a föld forgástengelyének irányában helyezkedik el, ugyanabban a helyzetben marad és így " póluscsillagnak " nevezik .
A Föld forgástengelyének iránya hosszú időn keresztül változik, ezt a jelenséget az egyenlőségek precessziójának nevezik . Egy teljes ciklust 25 770 év alatt hajtanak végre, amelynek során a Föld forgástengelyének pólusa körkörös mozgást ír le az égi gömbön, és több nevezetes csillag közelében halad el. A póluscsillag jelenleg Alpha Ursae Minoris , de -12000 év körül a Föld forgástengelyének pólusa csak 5 ° -kal volt a Vegától . A rúd a 14.000 év körül ismét a Vega közelében lesz . Ez az 5 ° -os különbség viszonylag nagy, ezért a „póluscsillag” státusz Vega-hoz való hozzárendelése megkérdőjelezhető. Mindenesetre nincs olyan őskori csillagászati dokumentum, amely igazolná, hogy a Vegát az emberek távoli időkben használták tájékozódási célokra, ellentétben az Egyiptomban széles körben idézett α Draconis-szal (Thuban) .
Ha elfogadjuk, hogy a Vega póluscsillagnak tekinthető, annak ellenére, hogy jelentős távolságra van a Föld forgástengelyének irányától, akkor a Föld egymást követő póluscsillagai közül a legfényesebb volt, megelőzve az α Cygni-t (Deneb), akkor is nagyon tökéletlenül 18 000 évvel ezelőtt a Föld forgástengelyéhez igazodva.
Az asszírok nevű csillag Dayan-Sami , a bíró, a paradicsom és a akkádok Tir-anna , Az élet of Heaven . A babiloni csillagászatban a Vega lehetett az egyik csillag, Dilgan , a Fény Hírnöke . A görögök számára a Lyra csillagkép Orpheus hárfájából alakult ki , a Vega képviselte a hangszer fogantyúját. A Római Birodalomban az ősz kezdete azon az időn alapult, amikor Vega eltűnt a láthatár alatt.
A kínai mitológiában létezik Qi Xi七夕szerelmi története, amelyben Niu Lang 牛郎 ( Altair ) és két gyermeke ( β és γ Aquilae ) örökre elválik Zhi Nü織女-től (Vega), két gyermek édesanyjától, aki a Tejút folyó másik oldalán található ( Tianhe , 銀河). A japán Tanabata fesztivál is erre a legendára épül. A zoroasztrianizmusban Vega néha társult Vananthoz, egy kisebb istenséghez, amelynek neve hódítót jelent .
A Wega (ma Véga) kifejezés az arab „ waqi ” szó „ átesés ” átírásából származik , a „ النسر الواقع ( an-nasr al-wāqi” ) kifejezéssel, amelyet a források szerint "zuhanó sasként" fordítanak, Vagy "a búvár keselyű", ahol a csillagképet egy keselyű képviseli az ókori Egyiptomban, és egy sas vagy egy keselyű az ősi Indiában . Az arab szó jelent meg a Nyugat a Alfonsine táblázatokban , amelyek között létrehozott 1215 és 1270 végzésével a spanyol király Alfonso X .
A középkori asztrológusok a Vega-t tizenöt csillag közé sorolták, amelyek mágikus tulajdonságokhoz kapcsolódtak, amelyek mindegyikéhez kapcsolódott egy növény és egy drágakő . Így Vega járt krizolith és téli sós . Cornelius Agrippa asztrológiai jelet adott neki , amelyet Vultur cadensnek nevezett el , az arab név latin szó szerinti fordításával. A középkori csillagok listája a Waghi, Vagieh és Veka alternatív neveket jelöli az Alpha Lyrae számára.
A japán anime Grendizerben Actarus , a Grendizer hőse és pilótája a Vega csillagtól, valamint ellenségeitől, a "Vega erőitől" származik.
Ez az a Vega, hogy a földönkívüli jelek jönnek a középpontjában a cselekmény a regény Kapcsolat képviseletében Carl Sagan (1985).
„ A fenti eredmények konzervatív elemzése azt sugallja, hogy a Vega meglehetősen valószínű, hogy az 1-2% -os tartományban változik, esetenként akár átlagosan 4% -ig is kirándulhat. "
.