Visualizza wikitesto di Vega

{{nota disambigua}}
{{Corpo celeste
|tipo = Stella
|lettera_stella = Alfa
|nome = Vega
|distanza_anniluce = 25,3 ± 0,1 [[Anno luce|a.l.]] (7,76 ± 0,03 [[parsec|pc]])<ref name="Rett_dist">{{Cita news |autore=[[Piero Bianucci|P. Bianucci]] |titolo=Distanze cosmiche: ultime notizie da Hipparchos |editore=[[La Stampa]].it |giorno=7 |mese=02 |anno=2008}}</ref>
|sigla_costellazione = Lyr
|immagine = Vega - star in Lyra.png 
|didascalia = Foto che ritrae Vega.
|dimensione_immagine = 320px
|categoria = [[Stella bianca di sequenza principale]]
|tipo_variabile = sospetta [[Variabile Delta Scuti|Delta Scuti]]<ref name=solstation/><ref name="asp93">{{Cita pubblicazione |autore=J. D. Fernie |anno=1981 |titolo=On the variability of VEGA |rivista=Astronomical Society of the Pacific |volume=93 |numero=2 |pp=333-337 |accesso=30 ottobre 2007 |doi=10.1086/130834 |url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1981PASP...93..333F |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20160601231855/http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1981PASP...93..333F |urlmorto=no}}</ref><ref name="vasilyev">{{Cita pubblicazione |autore=I. A. Vasil'Yev |autore2=V. P. Merezhin |autore3=V.  N. Nalimov |data=17 marzo 1989 |titolo=On the Variability of Vega |rivista=Information Bulletin of Variable Stars, Commission 27 of the I. A. U. |volume=3308 |accesso=18 giugno 2009 |url=http://adsabs.harvard.edu/full/1989IBVS.3308....1V |autore4=V.A. Novosyolov}}</ref>
|periodo_variabile = 0,1903 giorni<ref name=vasilyev/>
|ar = {{RA|18|36|56,3364}}<ref name="SIMBAD">{{Cita web |url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?protocol=html&Ident=vega |titolo=V* alf Lyr -- Variable Star |editore=[[SIMBAD]] |accesso=4 giugno 2009 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20170926021742/http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?protocol=html&Ident=vega |urlmorto=no}}</ref>
|declinaz = {{DEC|+38|47|1,291}}<ref name=SIMBAD/>
|epoca = [[J2000.0]]
|lat_galattica = 067,4482°<ref name=SIMBAD/>
|long_galattica = +19,2373°<ref name=SIMBAD/>
|classe_spettrale = A0 Va<ref name="solstation">{{Cita web |url=http://www.solstation.com/stars/vega.htm |titolo=Vega |editore=SolStation |accesso=4 giugno 2009 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20051227090212/http://www.solstation.com/stars/vega.htm |urlmorto=no}}</ref>
|redshift=
|raggio_sole = 2,42 × 2,73<ref name=Hurt/>
|indice_di_colore = 0,00<ref name=SIMBAD/>
|schiacciamento =
|massa_sole = 2,11<ref name="nature7086">{{Cita pubblicazione |autore=D. M. Peterson |autore2=C. A. Hummel |autore3=T. A. Pauls |anno=1999 |titolo=Vega is a rapidly rotating star |rivista=Nature |volume=440 |numero=7086 |pp=896-899 |accesso=29 ottobre 2007 |doi=10.1038/nature04661 |url=https://arxiv.org/abs/astro-ph/0603520v1 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20200109162331/https://arxiv.org/abs/astro-ph/0603520v1 |urlmorto=no |autore4=J. T. Armstrong |etal=si}}</ref>
|densità =
|periodo_rotaz = 17,04 ore<ref name=Hurt/>
|velocità_rotaz = 274&nbsp;km/s<ref name=nature7086/><ref name=apj645/>
|velocità_rotaz_note =
|temp_med = 9&nbsp;660 ± 90 [[kelvin|K]]<ref name=Hurt/>
|luminosità_sole = 37 ± 3<ref name="apj645">{{Cita pubblicazione |autore=J. P. Aufdenberg |autore2=S. T. Ridgway |anno=2006 |titolo=First results from the CHARA Array: VII. Long-Baseline Interferometric Measurements of Vega Consistent with a Pole-On, Rapidly Rotating Star? |rivista=[[Astrophysical Journal]] |volume=645 |pp=664-675 |accesso=9 novembre 2007 |doi=10.1086/504149 |url=http://www.chara.gsu.edu/files/papers/Paper6.pdf |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20160701183431/http://www.chara.gsu.edu/files/papers/Paper6.pdf |urlmorto=no |etal=si}}</ref>
|radianza =
|accel_gravità = 4,1 ± 0,1 log''g''<ref name=apj645/>
|età = 386–572 milioni di anni<ref name=nature7086/>
|magn_app = +0,03<ref name=SIMBAD/><ref name="schaaf1">{{Cita |Schaaf |p. 143 |Bright}}.</ref>
|magn_ass = +0,58<ref>La magnitudine assoluta ''M'' si ricava dalla magnitudine apparente ''m'' e dalla distanza espressa in [[parsec]] secondo la relazione:
:<math>\begin{smallmatrix}M\ =\ m + 5 -5 \log d\ =\ 0,03 + 5 - 5 \log 7,76\ =\ 0,58\end{smallmatrix}</math>
Si veda: {{Cita libro |autore=R. J. Tayler |titolo=The Stars: Their Structure and Evolution |url=https://archive.org/details/starstheirstruct00tayl_311 |anno=1994 |editore=Cambridge University Press |lingua=inglese |p=[https://archive.org/details/starstheirstruct00tayl_311/page/n24 16] |ISBN=0-521-45885-4}}</ref>
|metallicità = [M/H] = −0,5<ref name=aaa391>{{Cita pubblicazione |autore=T. Kinman |autore2=F. Castelli |anno=2002 |titolo=The determination of T<sub>eff</sub> for metal-poor A-type stars using V and 2MASS J, H and K magnitudes |rivista=[[Astronomy and Astrophysics]] |volume=391 |pp=1039-1052 |accesso=30 ottobre 2007 |doi=10.1051/0004-6361:20020806 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002A&A...391.1039K |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20181120011050/http://adsabs.harvard.edu/abs/2002A%26A...391.1039K |urlmorto=no}}</ref>
|parallasse = 128,93 ± 0,55 [[milliarcosecondo|mas]]<ref name=SIMBAD/>
|moto_proprio = {{moto proprio|ar= 201,03 ± 0,63<ref name=SIMBAD/>|dec= 287,47 ± 0,54<ref name=SIMBAD/>}}
|velocità_radiale = −13,9&nbsp;km/s<ref name=SIMBAD/>
|designazioni_alternative_stellari=
Wega,<ref name=allen/> Lucida Lyrae,<ref name="kendall">{{Cita libro |autore=E. O. Kendall |titolo=Uranography: Or, A Description of the Heavens; Designed for Academics and Schools; Accompanied by an Atlas of the Heavens |anno=1845 |editore=Oxford University Press |città=Philadelphia |lingua=inglese}}</ref> Fidis, Vultur Cadens,<ref name="philosophia">{{Cita libro |autore=Heinrich Cornelius Agrippa |titolo=De Occulta Philosophia |anno=1533 |lingua=la}}</ref><ref name="tyson">{{Cita libro |autore=Donald Tyson |autore2=James Freake |titolo=Three Books of Occult Philosophy |url=https://archive.org/details/threebooksofoccu0000agri |anno=1993 |editore=Llewellyn Worldwide |lingua=inglese |ISBN=0-87542-832-0}}</ref> Waghi, Vagieh, Veka,<ref name="burnham">{{Cita libro |autore=R. Burnham Jr. |titolo=Burnham's Celestial Handbook: An Observer's Guide to the Universe Beyond the Solar System, vol. 2 |anno=1978 |editore=Courier Dover Publications |lingua=inglese |ISBN=0-486-23568-8}}</ref> [[nomenclatura di Bayer|α Lyr]], [[nomenclatura di Flamsteed|3 Lyr]], GJ 721, [[catalogo HR|HR]] 7001, [[Bonner Durchmusterung|BD]] +38°3238, [[Catalogo HD|HD]] 172167, [[Catalogo HIP|HIP]] 91262, [[Catalogo SAO|SAO]] 67174, WDS 18369+3846, [[Catalogo Gliese|Gliese]] 721,<ref name=SIMBAD/> [[New Catalogue of Suspected Variable Stars|NSV]] 11128<ref name=solstation/>
|mappa = no
}}

'''Vega''' (<small>[[Alfabeto fonetico internazionale|AFI]]</small>: {{IPA|/ˈvɛɡa/}}<ref>{{Dipi|Vega}}</ref><ref>{{DOP|id=1094736}}</ref>; [[Nomenclatura di Bayer|α Lyr / α Lyrae / Alfa Lyrae]]) è la [[stella]] più brillante della [[Lira (costellazione)|costellazione della Lira]], la [[Stelle più brillanti del cielo notturno osservabile|quinta più luminosa del cielo notturno]],<ref name="schaaf2">{{Cita |Schaaf |p. 137 |Bright}}.</ref> nonché la seconda più luminosa nell'[[emisfero celeste boreale]], dopo [[Arturo (astronomia)|Arturo]]. Vertice nord-occidentale dell'[[asterismo]] del [[Triangolo estivo]],<ref name=schaaf2/> Vega è una stella [[Stelle luminose più vicine alla Terra|piuttosto vicina]], posta a soli 25 [[anno luce|anni luce]] di distanza, la [[Stelle luminose più vicine alla Terra|più luminosa]] in [[magnitudine assoluta|termini assoluti]] entro un raggio di 30 anni luce dal [[sistema solare]].

Si tratta di una [[stella bianca di sequenza principale]] di [[classificazione stellare|classe spettrale]] A0 V,<ref name=solstation/> che possiede una [[massa (fisica)|massa]] circa due volte [[massa solare|quella solare]]<ref name=nature7086/> ed una [[luminosità (astronomia)|luminosità]] circa 37 volte [[luminosità solare|superiore]].<ref name=aaa391/> L'astro è caratterizzato da un'altissima [[rotazione stellare|velocità di rotazione]] sul proprio asse, che gli conferisce l'aspetto di uno [[sferoide]] oblato. Questa rapida rotazione, a causa di un fenomeno noto come [[oscuramento gravitazionale]], si riflette sulla [[temperatura efficace (astrofisica)|temperatura effettiva]] [[fotosfera|fotosferica]], che varia a seconda della [[latitudine]] presa in esame: infatti, si è notato che la temperatura all'[[equatore]] è di circa 2000 [[kelvin|K]] più bassa rispetto a quella rilevata ai [[polo geografico|poli]], ed è proprio in direzione di uno di essi che la stella risulta visibile dalla [[Terra]].<ref name=nature7086/> È inoltre una sospetta [[variabile Delta Scuti]],<ref name=solstation/><ref name=asp93/><ref name=vasilyev/> che manifesta pulsazioni nella luminosità di pochi centesimi di magnitudine ogni 0,19 giorni (circa 4,56 ore).<ref name=vasilyev/>

Vega, definita dagli astronomi «la stella più importante nel cielo dopo il Sole»,<ref name="apj429">{{Cita pubblicazione |autore=A. F. Gulliver |autore2=G. Hill |autore3=S. J. Adelman |anno=1994 |titolo=Vega: A rapidly rotating pole-on star |rivista=The Astrophysical Journal |volume=429 |numero=2 |pp=L81-L84 |accesso=29 ottobre 2007 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994ApJ...429L..81G |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20080229052510/http://adsabs.harvard.edu/abs/1994ApJ...429L..81G |urlmorto=no}}</ref> riveste una grande importanza nell'astronomia, dal momento che è stata impiegata per calibrare gli strumenti osservativi e come riferimento per la misurazione di alcuni parametri comuni a tutte le stelle;<ref name=schaaf1/> inoltre, circa 12&nbsp;000 anni fa, a causa della [[precessione degli equinozi|precessione dell'asse terrestre]], ha svolto il ruolo di [[stella polare]], e lo ricoprirà nuovamente tra altri 13&nbsp;700 anni.<ref name="astro1">{{Cita libro |autore=A. E. Roy |autore2=D. Clarke |titolo=Astronomy: Principles and Practice |anno=2003 |editore=CRC Press |lingua=inglese |ISBN=0-7503-0917-2}}</ref>

A metà degli [[anni 1980|anni ottanta]] il satellite [[IRAS]] ha scoperto che la stella presenta un eccesso di [[radiazione infrarossa|emissione infrarossa]], attribuito alla presenza in [[orbita]] di un [[disco protoplanetario|disco di polveri circumstellare]]. Queste polveri sarebbero il risultato di collisioni plurime tra gli oggetti orbitanti all'interno di una [[cintura asteroidale]], assimilabile alla [[fascia di Kuiper]] nel sistema solare.<ref name="apj628">{{Cita pubblicazione |autore=K. Y. L. Su |anno=2005 |titolo=The Vega Debris Disk: A Surprise from Spitzer |rivista=The Astrophysical Journal |volume=628 |pp=487-500 |accesso=18 giugno 2009 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...628..487S |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20171103160810/http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...628..487S |urlmorto=no |etal=si}}</ref> Alcune irregolarità riscontrate nel disco suggerirebbero la presenza in orbita di almeno un [[pianeta extrasolare|pianeta]], per massa [[massa gioviana|simile]] a [[Giove (astronomia)|Giove]].<ref name=apj598/><ref name="apj569">{{Cita pubblicazione |autore=D. Wilner |autore2=M. Holman |autore3=M. Kuchner |anno=2002 |titolo=Structure in the Dusty Debris around Vega |rivista=The Astrophysical Journal |volume=569 |pp=L115–L119 |accesso=30 ottobre 2007 |doi=10.1086/340691 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...569L.115W |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20181007233859/http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...569L.115W |urlmorto=no |autore4=P. T. P. Ho}}</ref>

Il nome ''Vega'' deriva dalla seconda parte del nome della stella {{Arabo|النسر الواقع|an-nasr al-wāqi‘}}, «Aquila che plana».<ref name="allen" /><ref name=burnham/><ref name="tyler">{{Cita libro |autore=William Tyler Olcott |titolo=Star Lore of All Ages: A Collection of Myths, Legends, and Facts Concerning the Constellations of the Northern Hemisphere |url=https://archive.org/details/starloreallages00olcogoog |anno=1911 |editore=G.P. Putnam's sons |lingua=inglese}}</ref>

== Osservazione ==
Vega è la quinta [[Stelle più brillanti del cielo#Stelle più brillanti ad occhio nudo nel cielo notturno|stella più brillante del cielo se vista ad occhio nudo]], data la sua [[magnitudine apparente]] pari a +0,03,<ref name=SIMBAD/><ref name=schaaf1/> che, associata al caratteristico colore bianco-azzurro, la rende facilmente distinguibile anche dal cielo [[inquinamento luminoso|fortemente inquinato]] delle grandi città.<ref name=schaaf2/> La facile rintracciabilità della stella è favorita anche dal fatto che Vega costituisce uno dei vertici dell'[[asterismo]] chiamato [[Triangolo estivo]], le cui componenti sono, oltre a Vega, [[Deneb]] (α [[Cigno (costellazione)|Cygni]]) e [[Altair]] (α [[Aquila (costellazione)|Aquilae]]).<ref name=field_guide/><ref>{{Cita libro |autore=Arthur R. Upgren |titolo=Night Has a Thousand Eyes: A Naked-Eye Guide to the Sky, Its Science, and Lore |url=https://archive.org/details/nighthasthousand0000upgr |anno=1998 |editore=Basic Books |lingua=inglese |ISBN=0-306-45790-3}}</ref> Questo esteso [[triangolo rettangolo]] è molto ben riconoscibile nei cieli notturni poiché non sono presenti stelle altrettanto luminose nelle sue vicinanze; Vega, la più brillante delle tre, si trova sul vertice nord-occidentale, che coincide con l'[[angolo retto]].

[[File:Vega Position in Lyra.png|upright=1.4|thumb|left|La posizione di Vega all'interno della [[Lira (costellazione)|costellazione della Lira]].]]

Vega domina la costellazione di piccole dimensioni in cui si trova, la [[Lira (costellazione)|Lira]], per la maggior parte costituita da stelle relativamente poco luminose;<ref name=schaaf2/> trovandosi quindi in un ambiente povero di stelle luminose, specialmente in direzione ovest, la sua brillantezza risulta particolarmente risaltata.

Data la sua [[Declinazione (astronomia)|declinazione]] di +38,7°, Vega è una stella dell'[[emisfero celeste boreale]]; questa declinazione fortemente settentrionale fa sì che essa possa risultare visibile solo da [[latitudine|latitudini]] a nord di 51° S, mentre a nord di 51° N appare [[Astro circumpolare|circumpolare]], ossia non tramonta mai sotto l'[[orizzonte]].<ref name=burnham/><ref name="Uranom">{{Cita libro |cognome=Tirion, Rappaport, Lovi |titolo=Uranometria 2000.0 - Volume I - The Northern Hemisphere to -6° |url=https://archive.org/details/uranometria200000001tiri |anno=1987 |editore=Willmann-Bell, inc. |città=Richmond, Virginia, USA |lingua=inglese |ISBN=0-943396-14-X}}</ref><ref>Una declinazione di 39°N equivale ad una distanza angolare dal polo nord celeste di 51°, il che equivale a dire che a nord del 51°N l'oggetto si presenta circumpolare, mentre a sud del 51°S l'oggetto non sorge mai.</ref>

Alle [[zona temperata|latitudini temperate]] boreali la stella può essere osservata vicino allo [[zenit]] durante le serate estive;<ref>{{Cita |Schaaf |p. 136 |Bright}}.</ref> in realtà, in virtù della sua posizione molto settentrionale, da questo emisfero è visibile per la gran parte dell'anno.<ref name="field_guide">{{Cita libro |autore=Jay M. Pasachoff |titolo=A Field Guide to Stars and Planets |ed=4 |anno=2000 |editore=Houghton Mifflin Field Guides |lingua=inglese |ISBN=0-395-93431-1}}</ref> L'astro inizia a diventare ben visibile, in direzione est, nelle sere di fine aprile-inizio maggio; in quest'occasione appare come la seconda stella più brillante della notte, dopo [[Arturo (astronomia)|Arturo]], che è lievemente più luminosa.<ref name=schaaf2/> Durante i mesi estivi Vega raggiunge il culmine, dominando il cielo; l'astro resta visibile anche durante le serate autunnali in direzione ovest, sempre relativamente alto sull'orizzonte. Il mese di gennaio la vede tramontare sotto l'orizzonte ovest alle luci del [[crepuscolo]], sebbene, poiché si trova molto a nord rispetto all'[[eclittica]], fosse già visibile ad est poco prima dell'alba nel mese di novembre.

Alle medie [[emisfero australe|latitudini australi]] invece si presenta bassa sopra l'orizzonte durante la stagione [[inverno|invernale]] e permane visibile nel [[cielo notturno]] solo per pochi mesi all'anno. Il suo [[levata eliaca|sorgere eliaco]] avviene a marzo, mentre tramonta col Sole a settembre; il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale australe è dunque compreso fra luglio e agosto.<ref>Come è possibile evincere dal [[software]] di simulazione astronomica ''[[Stellarium]]''.</ref>

== Storia delle osservazioni ==
[[File:Lyra-Vega-Uranometria.jpg|thumb|upright=1.5|Un'illustrazione, presa dall'atlante ''[[Uranometria]]'' di [[Johann Bayer]], che rappresenta la costellazione della Lira. La costellazione è stata spesso rappresentata anche come un'aquila o un avvoltoio; vicino alla punta del becco del rapace c'è la stella Vega.]]

Vega è ben nota sin dall'[[antichità]], data la sua grande luminosità e il suo brillante colore bianco-azzurro. I pochi riferimenti "scientifici" giuntici da quest'epoca riguardano principalmente i [[catalogo stellare|cataloghi stellari]] compilati dagli [[astronomia greca|astronomi greci]] e greco-romani ([[Ipparco di Nicea|Ipparco]] e [[Claudio Tolomeo|Tolomeo]] in particolare) e dagli astronomi arabi nel [[Medioevo]].<ref>{{Cita libro |nome=George |cognome=Forbes |titolo=History of Astronomy |url=https://www.gutenberg.org/etext/8172 |accesso=5 maggio 2019 |anno=1909 |editore=Watts & Co. |città=Londra |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20090924140008/http://www.gutenberg.org/etext/8172 |pp=13-31 |urlmorto=no}}</ref>

L'[[astrofotografia]], ovvero la fotografia di oggetti celesti, iniziò nel [[1840]] quando [[John William Draper]] riprese un'immagine della [[Luna]]. La prima stella ad essere fotografata, a parte il Sole, fu proprio Vega;<ref name="allen">{{Cita libro |autore=[[Richard Hinckley Allen|R. H. Allen]] |titolo=Star Names: Their Lore and Meaning |url=https://archive.org/details/starnamestheirlo00alle |anno=1963 |editore=Courier Dover Publications |lingua=inglese |ISBN=0-486-21079-0}}</ref><ref>{{Cita libro |autore=M. Susan Barger |autore2=William B. White |titolo=The Daguerreotype: Nineteenth-Century Technology and Modern Science |anno=2000 |editore=JHU Press |lingua=inglese |ISBN=0-8018-6458-5}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione |autore=E. S. Holden |autore2=W. W. Campbell |anno=1890 |titolo=Photographs of Venus, Mercury and Alpha Lyræ in Daylight. |rivista=Publications of the Astronomical Society of the Pacific |volume=2 |numero=10 |pp=249-250 |accesso=18 novembre 2007 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1890PASP....2..249H |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20080229071437/http://adsabs.harvard.edu/abs/1890PASP....2..249H |urlmorto=no}}</ref> la stella venne ripresa il 17 luglio [[1850]] presso l{{'}}[[Harvard College Observatory]] con un'esposizione di circa cento secondi, sfruttando le tecniche della [[dagherrotipia]].<ref name=schaaf1/>

[[Henry Draper]], redattore di un importante [[catalogo HD|catalogo stellare]], fu l'autore, nell'agosto [[1872]], della prima ripresa dello [[Spettro (astronomia)|spettro]] di una stella differente dal Sole: egli infatti immortalò lo spettro di Vega, riuscendo a mostrare per la prima volta la presenza di [[linea di assorbimento|linee di assorbimento]], simili a quelle rilevate nello spettro del Sole.<ref>{{Cita pubblicazione |autore=G. F. Barker |anno=1887 |titolo=On the Henry Draper Memorial Photographs of Stellar Spectra |url=https://archive.org/details/biostor-203237 |rivista=Proceedings of the American Philosophical Society |volume=24 |pp=[https://archive.org/details/biostor-203237/page/n0 166]-172}}</ref><ref>{{Cita web |url=http://www.aip.org/history/cosmology/tools/tools-spectroscopy.htm |titolo=Spectroscopy and the Birth of Astrophysics |editore=American Institute of Physics |accesso=15 novembre 2007 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20150907133751/https://www.aip.org/history/cosmology/tools/tools-spectroscopy.htm }}</ref> Nel [[1879]] [[William Huggins]] analizzò le immagini dello spettro di Vega e di altre stelle simili, ed identificò un gruppo di dodici "linee molto marcate" che erano comuni a quella categoria stellare: si trattava delle linee della [[serie di Balmer]].<ref>{{Cita libro |autore=H. Klaus |titolo=Mapping the Spectrum: Techniques of Visual Representation in Research and Teaching |url=https://archive.org/details/mappingspectrumt0000hent |anno=2002 |editore=Oxford University Press |lingua=inglese |ISBN=0-19-850953-7}}</ref>

Uno dei primi tentativi di misurare una distanza stellare fu compiuto da [[Friedrich Georg Wilhelm von Struve]], che, sfruttando il metodo della [[parallasse]], stimò per Vega il valore di 0,125 [[arcosecondo|arcosecondi]].<ref>{{Cita libro |autore=B. Arthur |titolo=A Short History of Astronomy |anno=1899 |editore=Charles Scribner's Sons |città=New York |lingua=inglese}}</ref> [[Friedrich Bessel]] mostrò scetticismo nei confronti della misurazione di Struve e, quando Bessel pubblicò un valore di 0,314″ per la stella [[61 Cygni]], Struve riesaminò i suoi dati arrivando quasi a raddoppiare la sua precedente stima. Questo fatto gettò discredito sulle misurazioni di Struve e portò ad accreditare Bessel come l'autore della prima misurazione di una parallasse stellare. In realtà, il primo valore ottenuto da Struve per Vega è molto vicino al valore attualmente accettato, pari a 0,129″.<ref>{{Cita libro |autore=Suzanne Débarbat |titolo=Mapping the Sky: Past Heritage and Future Directions |anno=1988 |editore=Springer |lingua=inglese |capitolo=The First Successful Attempts to Determine Stellar Parallaxes in the Light of the Bessel/Struve Correspondances |ISBN=90-277-2810-0}}</ref><ref>{{Cita web |url=http://astroprofspage.com/archives/1011 |titolo=The First Parallax Measurements |editore=Astroprof |data=28 giugno 2007 |accesso=12 novembre 2007 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20100917201551/http://astroprofspage.com/archives/1011 }}</ref>

Le rilevazioni fotometriche effettuate negli [[anni 1930|anni trenta]] hanno mostrato una leggera variazione della luminosità della stella, pari a ± 0,03 magnitudini. Poiché questo valore era al limite della sensibilità degli strumenti dell'epoca, la variabilità di Vega è rimastata un'ipotesi; le osservazioni effettuate nel [[1981]] presso il [[David Dunlap Observatory]] permisero di rilevare nuovamente la presenza di queste leggere variazioni, imputate a pulsazioni intrinseche dell'astro che lo renderebbero quindi una [[variabile Delta Scuti]].<ref name=asp93/><ref name="araa33">{{Cita pubblicazione |autore=A. Gautschy |autore2=H. Saio |anno=1995 |titolo=Stellar Pulsations Across The HR Diagram: Part 1 |rivista=Annual Review of Astronomy and Astrophysics |volume=33 |pp=75-114 |accesso=14 maggio 2007 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1995ARA&A..33...75G |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20080229071452/http://adsabs.harvard.edu/abs/1995ARA%26A..33...75G |urlmorto=no}}</ref> Anche se Vega corrisponde in larga parte al profilo fisico caratteristico di questo tipo di stelle variabili, tali variazioni non sono state rilevate da altri osservatori; per questa ragione si è giunti persino a supporre che tali misurazioni siano affette da un [[errore sistematico]] nella [[Errore di misurazione|misurazione]].<ref name=vasilyev/><ref>{{cita conferenza | autore=D. S. Hayes | titolo=Stellar absolute fluxes and energy distributions from 0.32 to 4.0 microns | conferenza=Proceedings of the Symposium, Calibration of fundamental stellar quantities | pp=225-252 | editore=Dordrecht, D. Reidel Publishing Co. | data=24-29 maggio 1984 | città=Como, Italia | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1985IAUS..111..225H | accesso=12 novembre 2007 | urlarchivio=https://web.archive.org/web/20170830085438/http://adsabs.harvard.edu/abs/1985IAUS..111..225H | urlmorto=no }}</ref>

Nel [[1983]] fu scoperto per la prima volta un disco di polveri attorno a Vega, tramite l{{'}}''[[IRAS|Infrared Astronomical Satellite]]'' (IRAS), che rilevò un eccesso di radiazione infrarossa, dovuta all'energia emessa da polvere orbitante che viene scaldata dalla stella.<ref>{{Cita pubblicazione |autore=P. E. Harvey |autore2=B. A. Wilking |autore3=M. Joy |anno=1984 |titolo=On the far-infrared excess of Vega |rivista=Nature |volume=307 |pp=441-442 |accesso=12 novembre 2007 |url=https://www.nature.com/nature/journal/v307/n5950/abs/307441a0.html |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20080229021525/http://www.nature.com/nature/journal/v307/n5950/abs/307441a0.html |urlmorto=no}}</ref>

== Nelle epoche precessionali ==
[[File:N_pole_precession.png|thumb|left|La proiezione del percorso di precessione del Polo Nord sul cielo fisso dell'epoca J2000.0 per l'intervallo di tempo da 48000 a.e.v. al 52000 a.e.c.<ref>{{Cita pubblicazione|cognome=Vondrák |nome=J. |cognome2=Capitaine |nome2=N. |cognome3=Wallace |nome3=P. |data=1º ottobre 2011 |titolo=New precession expressions, valid for long time intervals |url=https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2011/10/aa17274-11/aa17274-11.html |rivista=Astronomy & Astrophysics |lingua=en |volume=534 |pp=A22 |doi=10.1051/0004-6361/201117274 |issn=0004-6361}}</ref>. Vega è la stella più brillante, nella parte inferiore dell'immagine.]]

Vega è una delle stelle più interessanti del cielo: la sua posizione, a 39° di declinazione nord e coincidente con le 18h di [[ascensione retta]], fa in modo che venga a trovarsi molto lontano dall'[[eclittica]], al punto da essere la stella di prima magnitudine più vicina al polo nord dell'eclittica, che ricade nella vicina [[Dragone (costellazione)|costellazione del Dragone]], a poco meno di 27° da essa.<ref name="Uranom" />

A causa del fenomeno conosciuto come [[precessione degli equinozi]], le [[coordinate celesti]] di stelle e costellazioni possono variare sensibilmente, a seconda della loro distanza dal polo nord e sud dell'eclittica; un ciclo precessionale ha una durata di 25&nbsp;770 anni circa,<ref>{{Cita libro |autore=Andrew L. Chaikin |curatore=J. K. Beatty |titolo=The New Solar System |ed=4 |anno=1990 |editore=Cambridge University Press |città=Cambridge, Inghilterra |lingua=inglese |ISBN=0-521-64587-5 |curatore2=C. C. Petersen}}</ref> durante i quali l'[[Asse terrestre|asse di rotazione terrestre]] compie un movimento rotatorio descrivendo in cielo due cerchi opposti, uno nell'emisfero nord e uno in quello sud.<ref name=astro1/> Nel corso delle epoche l'asse di rotazione visto dalla Terra tende ad avvicinarsi o ad allontanarsi apparentemente da varie stelle; attualmente esso punta il nord in direzione di una stella di seconda magnitudine nota anticamente come ''Cynosura'', la coda dell'[[Orsa Minore]], che oggi prende il nome di [[Polaris]], la [[stella polare]].<ref name="prec">{{Cita web |url=http://www-istp.gsfc.nasa.gov/stargaze/Iprecess.htm |titolo=La precessione |accesso=30 aprile 2008 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20080920114131/http://www-istp.gsfc.nasa.gov/stargaze/Iprecess.htm |urlmorto=no}}</ref><ref name="prec2">{{Cita web |url=http://www.astroarte.it/astronomia/corso/precessione.htm |titolo=Corso di astronomia teorica - La precessione |accesso=2 maggio 2008 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20080804115523/http://www.astroarte.it/astronomia/corso/precessione.htm |urlmorto=sì}}</ref>

Fra circa 13&nbsp;700 anni, quando l'epoca precessionale sarà opposta a quella attuale, l'asse di rotazione terrestre punterà a pochi gradi da Vega, che diventerà così la nuova indicatrice del [[polo nord celeste]];<ref>{{Cita libro |autore=D. Clarke |titolo=Astronomy: Principles and Practice |anno=2003 |editore=CRC Press |lingua=inglese |ISBN=0-7503-0917-2}}</ref> per raggiungerla, l'asse si avvicinerà e attraverserà dapprima la [[Cefeo (costellazione)|costellazione di Cefeo]] e infine lambirà la parte nordoccidentale del Cigno. Anche 12&nbsp;000 anni fa Vega era la Stella Polare, mentre l'attuale Polare, Cynosura, assumerà una declinazione simile a quella che Vega ha al giorno d'oggi, sorgendo e tramontando regolarmente anche nelle regioni di latitudine boreale media.<ref name="schaaf3">{{Cita |Schaaf |p. 140 |Bright}}.</ref> Vega è la più brillante tra tutte le stelle che si sono alternate e si alterneranno nel ruolo di stella polare.<ref name=allen/>

== Caratteristiche fisiche ==
=== Struttura, massa, età e luminosità ===
[[File:Vega Sun H-R diagram it.png|thumb|La posizione di Vega e del Sole nella sequenza principale del [[diagramma Hertzsprung-Russell|diagramma H-R]].]]

Vega è classificata come una [[stella bianca di sequenza principale|stella bianca]] di [[classificazione stellare|tipo spettrale]] A0 V<ref>Secondo la [[classificazione stellare]], '''A''' indica una stella di colore bianco, '''0''' indica un'elevata [[temperatura superficiale]], mentre '''V''' (in [[numeri romani]]) indica che la stella giace sulla [[sequenza principale]].</ref> che si trova nella [[sequenza principale]],<ref name=schaaf1/> dove, come la maggior parte delle altre stelle, sta convertendo nel suo [[nucleo solare|nucleo]] l'[[idrogeno]] in [[elio]] per mezzo della [[fusione nucleare]].

Durante questa fase di stabilità Vega produce la maggior parte dell'energia che irradia tramite il [[ciclo del carbonio-azoto|ciclo CNO]], un processo di fusione che, servendosi come intermedi del [[carbonio]], dell'[[azoto]] e dell'[[ossigeno]], combina [[protoni]] per formare [[nucleo atomico|nuclei]] di [[elio]]. Questo processo richiede, per poter avvenire efficientemente, una temperatura di almeno 15&nbsp;000&nbsp;000–17&nbsp;000&nbsp;000 di [[kelvin|K]],<ref>{{Cita libro |autore=Maurizio Salaris |autore2=Santi Cassisi |titolo=Evolution of Stars and Stellar Populations |url=https://archive.org/details/evolutionstarsst00sala_539 |anno=2005 |editore=John Wiley and Sons |lingua=inglese |p=[https://archive.org/details/evolutionstarsst00sala_539/page/n133 120] |ISBN=0-470-09220-3}}</ref> superiore a quella presente nel nucleo del Sole (circa 13&nbsp;000&nbsp;000&nbsp;–15&nbsp;&nbsp;000&nbsp;000<ref>{{Cita web |url=https://fusedweb.llnl.gov/CPEP/Chart_Pages/5.Plasmas/SunLayers.html |titolo=From Core to Corona: Layers of the Sun |autore=Hannah Cohen |editore=Princeton Plasma Physics Laboratory (PPPL) |accesso=27 giugno 2016 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20161115053130/https://fusedweb.llnl.gov/CPEP/Chart_Pages/5.Plasmas/SunLayers.html |urlmorto=sì}}</ref>), ed è più redditizio del meccanismo usato dalla nostra stella come mezzo principale<ref>In realtà, anche il Sole produce energia, seppur per l'1,7%, sfruttando il ciclo CNO, ma risulta poco efficace per via delle temperature del [[nucleo solare]], troppo basse perché il processo possa avvenire a pieno regime.</ref> per produrre energia, la [[catena protone-protone]]. Il ciclo CNO è molto sensibile alla temperatura; per questa ragione il nucleo della stella, contrariamente a quanto accade nel [[nucleo solare]], è [[zona convettiva|sede]] di intensi [[convezione|movimenti convettivi]],<ref>{{Cita pubblicazione |autore=M. Browning |autore2=A. S. Brun |autore3=J. Toomre |anno=2004 |titolo=Simulations of core convection in rotating A-type stars: Differential rotation and overshooting |rivista=Astrophysical Journal |volume=601 |pp=512-529 |accesso=28 giugno 2009 |doi=10.1086/380198 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJ...601..512B |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20181118230402/http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJ...601..512B |urlmorto=no}}</ref> che permettono di "rimescolare" e distribuire uniformemente i materiali residuati dai processi nucleari; la regione sovrastante invece si trova in uno stato di [[trasferimento radiativo|equilibrio radiativo]]. Questa configurazione è esattamente opposta a quella del Sole, che invece presenta una [[zona radiativa]] centrata sul nucleo e una regione convettiva al di sopra di essa.<ref>{{Cita libro |autore=Thanu Padmanabhan |titolo=Theoretical Astrophysics |anno=2002 |editore=Cambridge University Press |lingua=inglese |ISBN=0-521-56241-4}}</ref><ref>{{Cita web |url=http://www.physics.hku.hk/~nature/CD/regular_e/lectures/chap14.html |titolo=Chapter 14: Birth of Stars |autore=Kwong-Sang Cheng |autore2=Hoi-Fung Chau |autore3=Kai-Ming Lee |editore=Nature of the Universe, Hong Kong Space Museum |accesso=26 novembre 2007 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20120423181132/http://www.physics.hku.hk/~nature/CD/regular_e/lectures/chap14.html |anno=2007}}</ref> Alla luce poi di una bassa emissione di [[raggi X]], si pensa che la stella possieda una [[corona solare|corona]] molto debole, o addirittura che questa sia inesistente.<ref>{{Cita pubblicazione |autore=J. H. M. M. Schmitt |anno=1999 |titolo=Coronae on solar-like stars. |rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=318 |pp=215-230 |accesso=15 novembre 2007 |url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1997A%26A...318..215S |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20160601231902/http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1997A&A...318..215S |urlmorto=no}}</ref>

Vega si trova nella sequenza principale da circa 386 – 511 milioni di anni, e si stima che vi permarrà per almeno altri 700&nbsp;– 500 milioni di anni;<ref name=solstation/><ref>Per le stelle entro i range 1,75<M<2,2, 0,2<Y<0,3 e 0,004<Z<0,01, i modelli stellari prevedono un periodo di permanenza nella sequenza principale di {{M|0,43|e=9|ul=-}} — {{M|1,64|e=9|ul=-}} anni prima dell'espansione in [[stella gigante]]. Vega, avendo una massa vicino a 2,2, dovrebbe avere un periodo di tempo all'incirca pari al miliardo di anni. Si veda in proposito {{Cita pubblicazione |autore=J. G. Mengel |autore2=P. Demarque |autore3=A. V. Sweigart |anno=1979 |titolo=Stellar evolution from the zero-age main sequence |rivista=Astrophysical Journal Supplement Series |volume=40 |pp=733-791 |accesso=5 novembre 2007 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1979ApJS...40..733M |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20181005100539/http://adsabs.harvard.edu/abs/1979ApJS...40..733M |urlmorto=no |autore4=P. G. Gross}}</ref><ref name="aaa339">{{Cita pubblicazione |autore=D. Barrado y Navascues |anno=1998 |titolo=The Castor moving group. The age of Fomalhaut and VEGA |rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=339 |pp=831-839 |accesso=31 ottobre 2007 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999astro.ph..5243B |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20080229052716/http://adsabs.harvard.edu/abs/1999astro.ph..5243B |urlmorto=no}}</ref> dunque Vega si troverebbe all'incirca a metà della propria sequenza principale,<ref name=aaa339/> proprio come il Sole, la cui sequenza principale è però dieci volte più lunga. Infatti, le stelle più massicce (e, di conseguenza, più luminose<ref>La luminosità di una stella dipende in primo luogo dalla velocità delle reazioni che avvengono all'interno del suo nucleo, quindi dalla temperatura superficiale e dall'estensione della superficie radiante.</ref>) utilizzano il loro combustibile nucleare più rapidamente delle altre, a causa del fatto che le reazioni nucleari procedono a un ritmo più sostenuto per contrastare il [[collasso gravitazionale]], direttamente proporzionale alla massa, cui la stella è naturalmente soggetta: Vega è infatti circa 2,11 volte [[massa solare|più massiccia]]<ref name=nature7086/> e circa 37 ± 3 volte [[luminosità solare|più luminosa della nostra stella]].<ref name=solstation/><ref name=aaa391/>

Lo scenario successivo al termine della sequenza principale è prevedibile grazie ai modelli fisico-matematici sviluppati sull'[[evoluzione stellare]]: infatti, giunta al termine della sequenza principale, la stella attraverserà una serie di fasi di instabilità, che la porteranno dapprima ad espandersi in [[gigante rossa]],<ref name="evoluzione stellare">{{Cita web |url=https://www.nasa.gov/audience/forstudents/9-12/features/stellar_evol_feat_912.html |titolo=Stellar Evolution - The Birth, Life, and Death of a Star |editore=NASA's Observatorium |lingua=en |accesso=27 giugno 2016 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20160622021137/http://www.nasa.gov/audience/forstudents/9-12/features/stellar_evol_feat_912.html |urlmorto=no}}</ref><ref name="Iben">{{Cita pubblicazione|lingua=en|autore=Icko Iben Jr. |anno=1991 |titolo=Single and binary star evolution |rivista=Astrophysical Journal Supplement Series |volume=76 |pp=55-114 |accesso=15 febbraio 2009 |doi=10.1086/191565 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1991ApJS...76...55I |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20071011134617/http://adsabs.harvard.edu/abs/1991ApJS...76...55I |urlmorto=no}}</ref><ref>{{Cita web |url=http://chandra.harvard.edu/edu/formal/stellar_ev/story/index4.html |titolo=Stellar Evolution - Cycles of Formation and Destruction |editore=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics |data=29 agosto 2006 |lingua=en |accesso=15 febbraio 2009 |urlarchivio=https://www.webcitation.org/68oXQIfvQ?url=http://chandra.harvard.edu/edu/formal/stellar_ev/story/index4.html |dataarchivio=30 giugno 2012 |urlmorto=no}}</ref> quindi, dopo diversi cicli di reazioni nucleari che culmineranno con la [[processo tre alfa|produzione]] del [[carbonio]] e dell'[[ossigeno]], a contrarsi in un'evanescente [[nana bianca]].<ref name="evoluzione stellare" /><ref name="Liebert">{{Cita pubblicazione |autore=J. Liebert |anno=1980 |titolo=White dwarf stars |rivista=Annual review of astronomy and astrophysics |volume=18 |numero=2 |pp=363-398 |accesso=24 aprile 2021 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1980ARA&A..18..363L |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20190107234301/http://adsabs.harvard.edu/abs/1980ARA%26A..18..363L |urlmorto=no}}</ref>

Le osservazioni e le misurazioni fotometriche hanno permesso di scoprire che Vega possiede una piccola [[stella variabile|variabilità]], con un periodo di 0,107 giorni, presumibilmente associata a pulsazioni radiali del corpo celeste; non si è tuttavia certi dell'effettiva appartenenza alla classe delle [[variabile Delta Scuti|variabili Delta Scuti]], nonostante le caratteristiche fisiche di Vega siano in larga parte corrispondenti a quelle di questa categoria di variabili.<ref name=asp93/>

=== Raggio, rotazione e temperatura ===
[[File:Vega pole-equator-text.png|left|thumb|Raffronto tra il diametro polare e quello equatoriale di Vega.]]

La determinazione del [[raggio (astronomia)|raggio]] di Vega, resa possibile dall'utilizzo di tecniche [[interferometria|interferometriche]], ha restituito un valore inaspettatamente elevato, pari a circa 2,73 ± 0,01 volte [[raggio solare|quello solare]]<ref name=apj645/> e superiore di circa il 60% rispetto a quello di [[Sirio]]; secondo i modelli fisici invece il diametro di Vega avrebbe dovuto eccedere di non più del 12% il diametro di Sirio. La causa di questa discrepanza fu sin dall'inizio attribuita alla rapida [[rotazione stellare|rotazione della stella]],<ref name=schaaf1/> dato che ha trovato conferme nelle osservazioni condotte tramite il ''[[CHARA Array]]'' nel 2005.<ref name=apj645/><ref name="schaaf4">{{Cita |Schaaf |p. 144 |Bright}}.</ref>

La velocità di rotazione all'equatore è pari a 274 [[chilometro al secondo|km/s]]<ref name=nature7086/><ref name=apj645/> e corrisponde al 91% della velocità limite che porterebbe una stella a disintegrarsi a causa della [[forza centrifuga]];<ref name=apj645/><ref name=schaaf4/> ad una simile velocità, la stella impiega appena 12,5 ore per compiere una rotazione sul proprio asse. Questa rapida rotazione fa assumere all'astro l'aspetto di uno [[sferoide]] oblato, caratterizzato quindi da un forte [[ellitticità|schiacciamento polare]] e da un altrettanto pronunciato [[rigonfiamento equatoriale]]: il raggio all'equatore è superiore del 13% rispetto al raggio polare. Il raggio polare della stella risulta quindi pari a 2,418 ± 0,012 [[raggio solare|raggi solari]] (R<sub>☉</sub>), mentre il raggio equatoriale è di 2,726 ± 0,006 R<sub>☉</sub>.<ref name=Hurt>{{Cita pubblicazione|titolo=A Decade of Radial-velocity Monitoring of Vega and New Limits on the Presence of Planets|autore=Spencer A. Hurt|etal=si|rivista=Astronomical Journal|volume=161|numero=4|data=2 marzo 2021|accesso=15 ottobre 2021|url=https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-3881/abdec8|arxiv=2101.08801}}</ref> È però necessario tener presente che, dato che l'asse di rotazione di Vega risulta inclinato di non più di 5 gradi rispetto alla linea di vista che la congiunge alla Terra,<ref name=schaaf1/> il rigonfiamento equatoriale è osservato in direzione del polo, il che può portare ad una sovrastima del valore effettivo del raggio.

[[File:Size Vega.png|thumb|upright=1.3|Dimensioni di Vega, nel suo profilo equatoriale (a sinistra), rispetto al [[Sole]] (a destra).]]

Poiché, per effetto della rotazione, l'accelerazione risultante dalla [[vettore (fisica)#Operazioni sui vettori|somma vettoriale]] dell'[[accelerazione di gravità|accelerazione gravitazionale]] locale e dell'[[accelerazione tangenziale]] sui poli è maggiore rispetto all'equatore, per il [[teorema di von Zeipel]] anche la luminosità locale e la [[temperatura effettiva (astrofisica)|temperatura effettiva]] risultano maggiori ai poli: le misurazioni hanno mostrato che i poli che raggiungono una temperatura di 10&nbsp;000 K, mentre all'equatore è di soli 8&nbsp;900 K.<ref name=Hurt/> Di conseguenza, nel rispetto della [[legge di Stefan-Boltzmann]], se Vega fosse osservata dal piano equatoriale, la sua luminosità apparirebbe più che dimezzata.<ref name=apj429/><ref>Per effetto della rotazione, Vega dai poli presenta un profilo circolare, mentre dall'equatore apparirebbe ellittica. La sezione trasversa del profilo ellittico è circa l'81% del polare; di conseguenza, lungo il piano equatoriale, per via della minor superficie radiante, viene emessa meno energia. La minore luminosità equatoriale è dovuta anche alla minore temperatura di questa regione. Per la [[legge di Stefan-Boltzmann]] il flusso di energia all'equatore è pari a:
:<math>\begin{smallmatrix}\left( \frac{T_{eq}}{T_{poli}} \right)^4 = \left( \frac{7.600}{10.000} \right)^4 = 0,33\end{smallmatrix}</math>
quindi circa il 33% del flusso ai poli.</ref> Il [[gradiente termico]] che si viene a generare crea una regione di convezione nell'[[atmosfera stellare|atmosfera]] circostante l'equatore,<ref name=apj645/><ref name="noao">{{Cita news |url=https://www.noao.edu/outreach/press/pr06/pr0603.html |titolo=Rapidly Spinning Star Vega has Cool Dark Equator |editore=National Optical Astronomy Observatory |data=10 gennaio 2006 |accesso=18 novembre 2007 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20071102155015/http://www.noao.edu/outreach/press/pr06/pr0603.html |urlmorto=no}}</ref> mentre il resto dell'atmosfera è probabilmente in uno stato di equilibrio radiativo.<ref>{{cita conferenza | autore=S. J. Adelman | titolo=The physical properties of normal A stars | conferenza=The A-Star Puzzle | pp=1-11 | editore=Cambridge University Press | data=8-13 luglio 2004 | città=Poprad, Slovacchia | url=http://journals.cambridge.org/production/action/cjoGetFulltext?fulltextid=280601 | formato=PDF | accesso=22 novembre 2007 | urlarchivio=https://web.archive.org/web/20210424173937/https://www.cambridge.org/core/redirect-support | urlmorto=no }}</ref>

Questa grande differenza tra i poli e l'equatore produce un effetto di [[oscuramento gravitazionale]]: osservata ai poli la stella presenta infatti un bordo più scuro rispetto a quello che si osserverebbe normalmente nel caso di una stella quasi perfettamente sferica (il cosiddetto [[oscuramento al bordo]]).

Se Vega possedesse una velocità di rotazione ben più inferiore (e quindi fosse simmetricamente sferica) ed irradiasse in tutte le direzioni la stessa quantità di energia che irradia dai poli, la sua luminosità sarebbe 57 volte quella del Sole, un valore ben superiore a quello ottenuto dalle osservazioni;<ref name=apj645/> un tale valore sarebbe tuttavia molto più alto rispetto a quello teoricamente previsto per una stella di massa simile a Vega, che non supererebbe le 40 L<sub>☉</sub>.<ref name=apj645/>

=== Spettro e composizione chimica ===
[[File:Spettro Vega.png|upright=1.4|thumb|left|Lo spettro di Vega alle lunghezze d'onda di 3&nbsp;820–10&nbsp;200 [[Ångström|Å]]; le gole del grafico coincidono con le [[spettro di assorbimento|righe di assorbimento]] dello spettro di diffrazione ad esso sottostante.]]

Lo [[spettro atomico|spettro]] visibile di Vega è dominato dalle [[spettro di assorbimento|linee di assorbimento]] dell'idrogeno, in particolare dalla [[serie di Balmer]], costituita, nel visibile, da quattro righe a diverse [[lunghezze d'onda]], che sono prodotte dall'emissione di un [[fotone]] da parte dell'unico [[elettrone]] dell'[[atomo di idrogeno]] che, da uno stato eccitato, si sposta al livello quantico descritto dal [[numero quantico principale]] ''n'' = 2.<ref>{{Cita web |url=http://spiff.rit.edu/classes/phys440/lectures/boltz/boltz.html |titolo=The Boltzmann Equation |autore=M. Richmond |editore=Rochester Institute of Technology |accesso=15 novembre 2007 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20071206142519/http://spiff.rit.edu/classes/phys440/lectures/boltz/boltz.html |urlmorto=no}}</ref><ref>{{Cita libro |autore=Donald D. Clayton |titolo=Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis |url=https://archive.org/details/principlesofstel0000clay |anno=1983 |editore=University of Chicago Press |lingua=inglese |ISBN=0-226-10953-4}}</ref> Le linee degli altri elementi sono relativamente deboli, e le principali sono relative al [[magnesio]] ionizzato, [[ferro]]<ref>{{Cita pubblicazione |autore=D. Gigas |data=settembre 1986 |titolo=The iron abundance of VEGA |rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=165 |numero=1-2 |pp=170-182 |accesso=3 luglio 2009 |id=ISSN 0004-6361 |url=http://adsbit.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1986A%26A...165..170G |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20171028054251/http://adsbit.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1986A%26A...165..170G |urlmorto=no}}</ref> e [[cromo]].<ref>{{Cita pubblicazione |autore=E. Michelson |anno=1981 |titolo=The near ultraviolet stellar spectra of alpha Lyrae and beta Orionis |rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=197 |pp=57-74 |accesso=15 novembre 2007 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1981MNRAS.197...57M |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20181118231921/http://adsabs.harvard.edu/abs/1981MNRAS.197...57M |urlmorto=no}}</ref>

Le indagini spettrali hanno permesso di determinare la [[metallicità]] della stella; gli astronomi usano il termine "metalli" per definire generalmente gli elementi che hanno un [[numero atomico]] superiore a quello dell'elio. La metallicità della [[fotosfera]] di Vega è solo il 32% dell'abbondanza di elementi pesanti presenti nell'atmosfera solare;<ref>Per un valore di metallicità inferiore a −0,5, la proporzione dei metalli in paragone con il Sole è data da:
:<math>\begin{smallmatrix}10^{-0,5}=0,316\end{smallmatrix}</math></ref> per raffronto il Sole possiede una metallicità (Z) di circa Z<sub>☉</sub>&nbsp;=&nbsp;0,0172&nbsp;±&nbsp;0,002.<ref>{{Cita pubblicazione |autore=H. M. Antia, S. Basu |anno=2006 |titolo=Determining Solar Abundances Using Helioseismology |rivista=The Astrophysical Journal |volume=644 |numero=2 |pp=1292-1298 |accesso=5 novembre 2007 |doi=10.1086/503707 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006astro.ph..3001A |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20170830085416/http://adsabs.harvard.edu/abs/2006astro.ph..3001A |urlmorto=no}}</ref> Quindi, in termini di abbondanza, appena lo 0,54% di Vega consiste di elementi più pesanti dell'elio. Questa metallicità insolitamente bassa rende Vega una [[stella Lambda Bootis|stella di tipo Lambda Bootis]].<ref>{{Cita pubblicazione |autore=P. Renson, R. Faraggiana, C. Boehm |anno=1990 |titolo=Catalogue of Lambda Bootis Candidates |rivista=Bulletin d'Information Centre Donnees Stellaires |volume=38 |pp=137-149 |accesso=7 novembre 2007 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1990BICDS..38..137R |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20181118223919/http://adsabs.harvard.edu/abs/1990BICDS..38..137R |urlmorto=no}}— Si veda HD 172167 a pag. 144.</ref><ref>{{Cita pubblicazione |autore=H. M. Qiu, G. Zhao, Y. Q. Chen, Z. W. Li |anno=2001 |titolo=The Abundance Patterns of Sirius and Vega |rivista=The Astrophysical Journal |volume=548 |numero=2 |pp=77-115 |accesso=30 ottobre 2007 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ApJ...548..953Q |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20180808133447/http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ApJ...548..953Q |urlmorto=no}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione |autore=S. Ilijic, M. Rosandic, D. Dominis, M. Planinic, K. Pavlovski |anno=1998 |titolo=An abundance analysis for Vega: Is it a lambda Boo star? |rivista=Contributions of the Astronomical Observatory Skalnate Pleso |volume=27 |numero=3 |pp=467-469 |accesso=3 luglio 2009 |url=http://adsbit.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1998CoSka..27..467I |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20171028045852/http://adsbit.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1998CoSka..27..467I |urlmorto=no}}</ref>

Il rapporto tra idrogeno ed elio osservato per Vega è 0,030&nbsp;±&nbsp;0,005, circa il 60% di quello del Sole; questa differenza potrebbe essere dovuta alla mancanza di una zona convettiva poco al di sotto della fotosfera (essa infatti è ubicata, all'interno di Vega, a ridosso del nucleo): il trasferimento dell'energia avviene infatti prevalentemente mediante [[irraggiamento]], il che potrebbe essere all'origine anche di un'anomala [[diffusione molecolare|diffusione]] degli elementi all'interno della stella.<ref>{{Cita pubblicazione |autore=S. J. Adelman |autore2=A. F. Gulliver |anno=1990 |titolo=An elemental abundance analysis of the superficially normal A star VEGA |rivista=Astrophysical Journal, Part 1 |volume=348 |pp=712-717 |accesso=7 novembre 2007 |doi=10.1086/168279 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1990ApJ...348..712A |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20181118225306/http://adsabs.harvard.edu/abs/1990ApJ...348..712A |urlmorto=no}}</ref>

=== Moti spaziali ===
[[File:Vega motion.gif|thumb|upright=1.3|Animazione che mostra il moto spaziale e l'aumento di luminosità di Vega; le altre stelle, che nella realtà sono in movimento, sono mostrate come fisse per esigenze didattiche.]]
Le rilevazioni più precise disponibili sul moto spaziale di Vega indicano che la sua [[velocità radiale]], ovvero la componente del moto stellare orientata nella direzione di vista della Terra, è −13,9 ± 0,9&nbsp;km/s;<ref>{{cita conferenza | autore = D. S. Evans | titolo = The Revision of the General Catalogue of Radial Velocities | conferenza = Proceedings from IAU Symposium no. 30 | p = 57 | editore = Academic Press | data = 20-24 giugno 1966 | città = Londra, Inghilterra | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1967IAUS...30...57E | accesso = 9 novembre 2007 | urlarchivio = https://web.archive.org/web/20190626205502/http://adsabs.harvard.edu/abs/1967IAUS...30...57E | urlmorto = no }}</ref> il segno negativo indica che la sua luce risulta [[spostamento verso il blu|spostata verso il blu]], e quindi che la stella è in avvicinamento al [[sistema solare]].

Il [[moto proprio]], ovvero la componente del moto trasversale rispetto alla linea di vista, fa sì che Vega si sposti rispetto allo sfondo delle stelle più distanti. Precise misurazioni della sua posizione hanno permesso di calcolare un movimento di 202,04 ± 0,63 [[milliarcosecondo|milliarcosecondi]] all'anno (mas/anno) in [[ascensione retta]] e 287,47 ± 0,54 mas/anno in [[Declinazione (astronomia)|declinazione]];<ref>{{Cita pubblicazione |autore=M. A. Perryman |anno=1997 |titolo=The Hipparcos Catalogue. |rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=323 |pp=L49-L52 |accesso=9 novembre 2007 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997A&A...323L..49P |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20080229071600/http://adsabs.harvard.edu/abs/1997A%26A...323L..49P |urlmorto=no |etal=si}}</ref> il movimento netto della stella è di 327,78 milliarcosecondi all'anno,<ref>Il movimento netto è fornito dalla formula:
:<math>\begin{smallmatrix}\mu = \sqrt{ {\mu_\delta}^2 + {\mu_\alpha}^2 \cdot \cos^2 \delta }\ =\ 327,78\ \text{mas/y} \end{smallmatrix}</math>
dove <math>\mu_\alpha</math> e <math>\mu_\delta</math> sono le componenti del movimento lungo l'ascensione retta e la declinazione, rispettivamente, e <math>\delta</math> è la declinazione. Si veda {{Cita web |url=http://www.astro.virginia.edu/class/majewski/astr551/lectures/VELOCITIES/velocities.html |titolo=Stellar Motions |autore=S. R. Majewski |editore=University of Virginia |accesso=27 settembre 2007 |urlarchivio=https://www.webcitation.org/64wt1u3UR?url=http://www.astro.virginia.edu/class/majewski/astr551/lectures/VELOCITIES/velocities.html |dataarchivio=25 gennaio 2012 |urlmorto=sì}}</ref> equivalente ad uno spostamento di un grado ogni 11&nbsp;000 anni.

Nel [[sistema di coordinate galattiche]] le componenti della velocità della stella sono U = −13,9 ± 0,9, V= −6,3 ± 0,8 e W = −7,7 ± 0,3,<ref name=aaa339/> dove U indica la velocità rispetto al [[centro galattico]], V rispetto al senso di rotazione galattico e W rispetto al [[Sistema di coordinate galattiche|polo nord galattico]], con una velocità netta di 17&nbsp;km/s.<ref>{{Cita pubblicazione |autore=Dean R. H. Johnson |autore2=David R. Soderblom |anno=1987 |titolo=Calculating galactic space velocities and their uncertainties, with an application to the Ursa Major group |rivista=Astronomical Journal |volume=93 |numero=2 |pp=864-867 |doi=10.1086/114370}}</ref> La componente radiale, nella direzione del Sole, è −13,9&nbsp;km/s e la velocità trasversale è di 9,9&nbsp;km/s.

Il raffronto dei dati astrometrici di Vega e di altre stelle hanno mostrato che essa fa parte di un'[[associazione stellare]], l'[[associazione di Castore]], che comprende 16 stelle tra cui [[Zubenelgenubi]] (α [[Bilancia (costellazione)|Lib]]), [[Alderamin]] (α [[Cefeo (costellazione)|Cep]]), [[Castore (astronomia)|Castore]] (α [[Gemelli (costellazione)|Gem]]) e [[Fomalhaut]] (α [[Pesce Australe|PsA]]). Le componenti dell'associazione si muovono quasi in parallelo con velocità simili (attorno a 16,5&nbsp;km/s<ref>U&nbsp;=&nbsp;−10,7&nbsp;±&nbsp;3,5, V&nbsp;=&nbsp;−8,0&nbsp;±&nbsp;2,4, W&nbsp;=&nbsp;−9,7&nbsp;±&nbsp;3,0&nbsp;km/s. La velocità complessiva è:
:<math>\begin{smallmatrix}v_{\text{sp}} = \sqrt{10,7^2 + 8,0^2 + 9,7^2} = 16,5 \text{km/s}\end{smallmatrix}</math>
</ref>); questa caratteristica implicherebbe una comune [[formazione stellare|origine]] del gruppo come [[ammasso aperto]] da una [[nube molecolare gigante]], il quale nel corso dei milioni di anni si è disperso dando luogo all'attuale associazione.<ref>{{Cita libro |autore=Mike Inglis |titolo=Observer's Guide to Stellar Evolution: The Birth, Life, and Death of Stars |anno=2003 |editore=Springer |lingua=inglese |ISBN=1-85233-465-7}}</ref> L'età stimata di questo gruppo è circa 200 ± 100 milioni di anni, in linea con l'età media dei membri dell'associazione.<ref name=aaa339/>

== Luminosità apparente comparata nel tempo ==
Vega dista attualmente 25,3 [[anno luce|anni luce]] dal Sole;<ref name=solstation/> da questa distanza l'astro appare come la quinta stella più brillante del cielo.<ref name=schaaf2/> Tuttavia, il suo progressivo avvicinamento al sistema solare la porterà, entro i prossimi 200&nbsp;000 anni, ad aumentare piuttosto rapidamente la sua luminosità apparente; Sirio è l'[[Stelle storicamente più luminose|attuale stella più brillante del cielo]] (con una magnitudine di −1,46) e resterà tale ancora per i prossimi 60&nbsp;000 anni, durante i quali aumenterà la propria luminosità (fino quasi a sfiorare la magnitudine −1,7) per poi andare incontro a un progressivo affievolimento;<ref name="SK">Southern Stars Systems ''SkyChart III'', Saratoga, California 95070, United States of America.</ref> più in fretta ancora aumenterà la luminosità di [[Altair]], che passerà da un attuale valore di 0,77 a −0,53 in 140&nbsp;000 anni, per poi decadere altrettanto rapidamente.<ref name=SK/> [[Arturo (astronomia)|Arturo]] si trova attualmente al punto più vicino a noi, dunque in futuro la sua luminosità diminuirà, come quella di [[Canopo]], che fino a 90&nbsp;000 anni fa era la stella più brillante del cielo. L'attuale stella più vicina a noi è {{STL|Alfa|Cen}}, la quale continuerà ad avvicinarsi e ad aumentare in luminosità per i prossimi 25&nbsp;000 anni, trascorsi i quali l'astro inizierà ad allontanarsi dal sistema solare e a diminuire in luminosità apparente.<ref name=SK/>

Le simulazioni suggeriscono che la combinazione del suo moto in avvicinamento e il contemporaneo allontanamento e il conseguente affievolimento di alcune delle stelle più brillanti dell'[[epoca (astronomia)|epoca]] attuale, renderanno Vega, per il periodo compreso tra 210&nbsp;000 e 480&nbsp;000 anni, la stella più brillante del cielo;<ref name=schaaf3/> Vega raggiungerà una magnitudine di picco pari a −0,81 entro 290&nbsp;000 anni, periodo di tempo necessario perché giunga alla distanza minima di 17 anni luce dal sistema solare.<ref>{{Cita pubblicazione |autore=J. Tomkin |anno=1998 |mese=aprile |titolo=Once And Future Celestial Kings |url=https://archive.org/details/sim_sky-and-telescope_1998-04_95_4/page/59 |rivista=Sky and Telescope |volume=95 |numero=4 |pp=59-63}}</ref> In seguito, la stella si allontanerà, diminuendo progressivamente la sua luminosità apparente fino a raggiungere, nel giro di alcuni milioni di anni, una distanza tale da renderla invisibile ad occhio nudo.<ref name=schaaf3/>

La tabella sottostante indica i dati delle magnitudini apparenti delle stelle esaminate nel grafico, con un campionamento di 25&nbsp;000 anni; il grassetto indica la stella più luminosa nel periodo indicato.
{| align=center style="background:transparent" width=100%
|-
|[[File:Magnitude time closestar diagram it.svg|thumb|upright=1.6|La luminosità di alcune delle stelle più luminose nell'arco di 200&nbsp;000 anni.]]
{| class="wikitable" 
|-
! width="16%" | Anni
! width="12%" | [[Sirio]]
! width="12%" | [[Canopo]]
! width="12%" | {{STL|Alfa|Cen}}
! width="12%" | [[Arturo (astronomia)|Arturo]]
! width="12%" | Vega
! width="12%" | [[Procione (astronomia)|Procione]]
! width="12%" | [[Altair]]
|-
| align="center" |−100&nbsp;000
| align="center" |−0,66
| align="center" |'''−0,82'''
| align="center" |2,27
| align="center" |0,88
| align="center" |0,33
| align="center" |0,88
| align="center" |1,69
|-
| align="center" |−75&nbsp;000
| align="center" |'''−0,86'''
| align="center" |−0,80
| align="center" |1,84
| align="center" |0,58
| align="center" |0,24
| align="center" |0,73
| align="center" |1,49
|-
| align="center" |−50&nbsp;000
| align="center" |'''−1,06'''
| align="center" |−0,77
| align="center" |1,30
| align="center" |0,30
| align="center" |0,17
| align="center" |0,58
| align="center" |1,27
|-
| align="center" |−25&nbsp;000
| align="center" |'''−1,22'''
| align="center" |−0,75
| align="center" |0,63
| align="center" |0,08
| align="center" |0,08
| align="center" |0,46
| align="center" |1,03
|-
| align="center" |0
| align="center" |'''−1,43'''
| align="center" |−0,72
| align="center" |−0,21
| align="center" |−0,02
| align="center" |0,00
| align="center" |0,37
| align="center" |0,78
|-
| align="center" |25&nbsp;000
| align="center" |'''−1,58'''
| align="center" |−0,69
| align="center" |−0,90
| align="center" |0,02
| align="center" |−0,08
| align="center" |0,33
| align="center" |0,49
|-
| align="center" |50&nbsp;000
| align="center" |'''−1,66'''
| align="center" |−0,67
| align="center" |−0,56
| align="center" |0,19
| align="center" |−0,16
| align="center" |0,32
| align="center" |0,22
|-
| align="center" |75&nbsp;000
| align="center" |'''−1,66'''
| align="center" |−0,65
| align="center" |0,30
| align="center" |0,45
| align="center" |−0,25
| align="center" |0,37
| align="center" |−0,06
|-
| align="center" |100&nbsp;000
| align="center" |'''−1,61'''
| align="center" |−0,62
| align="center" |1,05
| align="center" |0,74
| align="center" |−0,32
| align="center" |0,46
| align="center" |−0,31
|}
|}
{{clear}}

== Utilizzo per la calibrazione degli strumenti osservativi ==
[[File:Lyra constellation detail long exposure.jpg|thumb|La brillantezza di Vega (qui fotografata nella Lira) era presa come valore di base (0) della [[magnitudine apparente|scala delle magnitudini]].]]

Vega è stata utilizzata a lungo come "stella modello" per calibrare i telescopi ed altri strumenti osservativi e come riferimento per la misurazione di alcuni parametri comuni a tutte le stelle, quali [[magnitudine apparente|magnitudine]], luminosità, [[temperatura effettiva (astrofisica)|temperatura effettiva]], [[indice di colore]] e spettro.<ref name=schaaf1/>

La brillantezza di una stella osservata dalla Terra viene espressa tramite una [[scala logaritmica]] standard, la [[magnitudine apparente|magnitudine]]: si tratta di un valore numerico che decresce all'aumentare della luminosità della stella. Nel cielo notturno le stelle più deboli che possono essere percepite ad occhio nudo sono circa di magnitudine 6, mentre le stelle più brillanti hanno valori di magnitudine negativi. Per standardizzare la scala delle magnitudini, gli astronomi hanno scelto Vega per rappresentare la magnitudine 0; per molti anni quindi la stella fu utilizzata per calibrare le scale di luminosità nella [[Fotometria (astronomia)|fotometria]].<ref>{{Cita libro |autore=Robert A. Garfinkle |titolo=Star-Hopping: Your Visa to Viewing the Universe |url=https://archive.org/details/starhoppingyourv0000garf |anno=1997 |editore=Cambridge University Press |lingua=inglese |ISBN=0-521-59889-3}}</ref>
Attualmente il valore di magnitudine zero viene tuttavia definito in termini di flusso, poiché risulta di maggiore comodità: Vega infatti non è sempre visibile per effettuare direttamente le calibrazioni.<ref>{{Cita pubblicazione |autore=A. L. Cochran |anno=1981 |titolo=Spectrophotometry with a self-scanned silicon photodiode array. II - Secondary standard stars |rivista=Astrophysical Journal Supplement Series |volume=45 |pp=83-96 |accesso=12 novembre 2007 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1981ApJS...45...83C |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20080229051632/http://adsabs.harvard.edu/abs/1981ApJS...45...83C |urlmorto=no}}</ref>

Il [[sistema fotometrico UBV]] misura la magnitudine delle stelle mediante filtri [[ultravioletto|ultravioletti]], blu e gialli che corrispondono ai valori ''U'', ''B'' e ''V''. Vega è una delle sei stelle utilizzate per stabilire i valori medi per questo sistema fotometrico al momento della sua introduzione negli [[anni 1950|anni cinquanta]]. La magnitudine media per queste stelle fu definita come ''U''&nbsp;−&nbsp;''B'' = ''B''&nbsp;−&nbsp;''V'' =&nbsp;0, essendo la medesima per le controparti gialle, blu e ultraviolette dello [[spettro elettromagnetico]].<ref>{{Cita pubblicazione |autore=H. L. Johnson |autore2=W. W. Morgan |anno=1953 |titolo=Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas |rivista=Astrophysical Journal |volume=117 |pp=313-352 |accesso=5 novembre 2007 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1953ApJ...117..313J |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20190402140913/http://adsabs.harvard.edu/abs/1953ApJ...117..313J |urlmorto=no}}</ref> Vega ha quindi uno spettro elettromagnetico relativamente piatto nella [[luce visibile|regione visibile]] (350[[nanometro|nm]]<λ<850&nbsp;nm), in quanto la radiazione che emette ha una densità di flusso di 2000-4000 [[jansky]] (Jy).<ref>{{Cita web |url=https://www.eso.org/observing/standards/spectra/hr7001.html |titolo=Alpha Lyrae (HR7001) |autore=J. Walsh |editore=Optical and UV Spectrophotometric Standard Stars, ESO |data=6 marzo 2002 |accesso=15 novembre 2007 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20070209043623/http://www.eso.org/observing/standards/spectra/hr7001.html }}—flux versus wavelength for Vega.</ref> Tuttavia si è notato che la densità di flusso di Vega diminuisce rapidamente nella regione dell'[[radiazione infrarossa|infrarosso]], con un valore di circa 100 Jy ad una [[lunghezza d'onda]] di 5000&nbsp;nm (5 [[micrometro (unità di misura)|micrometri&nbsp;– µm –]]).<ref>{{Cita web |url=https://www.ast.cam.ac.uk/~rgm/magnitudes/vega_hl75.dat |titolo=Notes on Vega and magnitudes |autore=R. G. McMahon |editore=University of Cambridge |data=23 novembre 2005 |accesso=7 novembre 2007 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20071209073024/http://www.ast.cam.ac.uk/~rgm/magnitudes/vega_hl75.dat |urlmorto=no}}</ref>

La scoperta della sua rapida rotazione potrebbe mettere in discussione molti dei dati formulati assumendo per la stella una simmetria sferica; l'affinamento di queste conoscenze, insieme allo sviluppo di nuovi modelli fisici, permette un miglioramento degli strumenti di calibrazione.<ref>{{Cita pubblicazione |autore=A. Quirrenbach |anno=2007 |titolo=Seeing the Surfaces of Stars |rivista=Science |volume=317 |numero=5836 |pp=325-326 |accesso=19 novembre 2007 |doi=10.1126/science.1145599 |url=https://www.sciencemag.org/cgi/content/full/317/5836/325 |PMID=17641185 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20210424173948/https://science.sciencemag.org/content/317/5836/325.full |urlmorto=no}}</ref>

== Il sistema ==
=== Eccesso di radiazione infrarossa ===
[[File:Vega spettro IR.png|thumb|left|upright=1.5|Lo spettro infrarosso di Vega, redatto sulla base dei dati dei satelliti IRAS e ISO e dei modelli fisici sviluppati.]]

Una delle prime scoperte compiute dal [[satellite artificiale|satellite]] [[IRAS]] (''InfraRed Astronomy Satellite'') fu, nel [[1983]], quella di un [[Eccesso di emissione infrarossa|eccesso di emissione]] di [[radiazione infrarossa]] da parte di Vega. Misurato alle lunghezze d'onda di 25, 60 e 100 [[Micrometro (unità di misura)|µm]], la sua origine è stata circoscritta ad una regione di spazio centrata sulla stella il cui raggio era pari a circa 10 [[secondo d'arco|secondi d'arco (")]]; in base alla distanza stimata della stella, si è dedotto che questo raggio corrispondesse ad un'area di circa 80 [[Unità astronomica|unità astronomiche (UA)]] centrata su di essa. Le prime ipotesi formulate sostenevano che questa radiazione provenisse da un campo di materia orbitante attorno alla stella, che rifletteva sotto forma di radiazione infrarossa la luce che riceveva dalla Vega. Inizialmente si riteneva che questo [[disco circumstellare]] fosse costituito da polveri di dimensioni millimetriche;<ref name="apj285">{{Cita pubblicazione |autore=D. A. Harper |autore2=R. F. Loewenstein |autore3=J. A. Davidson |anno=1984 |titolo=On the nature of the material surrounding VEGA |rivista=Astrophysical Journal, Part 1 |volume=285 |pp=808-812 |accesso=2 novembre 2007 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1984ApJ...285..808H |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20181118230154/http://adsabs.harvard.edu/abs/1984ApJ...285..808H |urlmorto=no}}</ref> infatti, se le particelle fossero state più piccole, esse sarebbero state spazzate via facilmente dal [[vento stellare|vento]] e dalla radiazione della stella, o risucchiate verso di essa a causa dell'[[effetto Poynting-Robertson]].<ref name=apj285/>

Ulteriori misure, effettuate alla lunghezza d'onda di 193&nbsp;µm, hanno mostrato un flusso radiativo inferiore a quello previsto dall'ipotesi delle particelle millimetriche, il che suggeriva che le particelle dovessero avere dimensioni ben più modeste, dell'ordine di 100&nbsp;µm o inferiori. Questo implicava che, per mantenere un simile quantitativo di polveri in orbita, data la loro volatilità, dovesse essere presente una fonte che provvedesse al ricambio di tali materiali. Uno dei meccanismi proposti, ma in seguito scartati, per mantenere costante il livello delle polveri prevedeva la presenza di un disco di materia fusa in procinto di formare un pianeta.<ref name=apj285/> I modelli formulati in merito alla distribuzione delle polveri indicavano una disposizione a disco circolare, con un raggio di 120 UA, all'interno del quale era presente una lacuna di raggio non inferiore a 80 UA.<ref>{{Cita pubblicazione |autore=W. R. F. Dent |autore2=H. J. Walker |autore3=W. S. Holland |anno=2000 |titolo=Models of the dust structures around Vega-excess stars |rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=314 |numero=4 |pp=702-712 |accesso=7 novembre 2007 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000MNRAS.314..702D |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20080229071605/http://adsabs.harvard.edu/abs/2000MNRAS.314..702D |urlmorto=no |autore4=J. S. Greaves}}</ref>

Le analisi spettroscopiche hanno mostrato che le polveri del disco di Vega sono composte prevalentemente da [[grafite]] ed altri [[allotropia (chimica)|allotropi]] amorfi del [[carbonio]],<ref name="stardust">{{Cita web |url=http://www2.cnrs.fr/en/578.htm |titolo=Vega's Stardust |autore=Marion Girault-Rime |editore=CNRS International Magazine |data=2006 |accesso=19 novembre 2007 |urlarchivio=https://www.webcitation.org/64wt2K1Ki?url=http://www2.cnrs.fr/en/578.htm |dataarchivio=25 gennaio 2012 |urlmorto=no}}</ref> con una piccola percentuale (~5%) di [[silicati]], in particolare [[olivina|olivine]] e [[forsterite|forsteriti]].<ref>{{Cita pubblicazione |autore=M. Min |autore2=C. Dominik |autore3=L. B. F. M. Waters |data=27 novembre 2003 |titolo=Spectroscopic diagnostic for the mineralogy of large dust grains |rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=413 |pp=L35-L38 |accesso=4 luglio 2009 |doi=10.1051/0004-6361:20031699 |url=http://www.aanda.org/index.php?option=article&access=standard&Itemid=129&url=/articles/aa/full/2004/03/aafj311/aafj311.right.html |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20090917083417/http://www.aanda.org/index.php?option=article&access=standard&Itemid=129&url=%2Farticles%2Faa%2Ffull%2F2004%2F03%2Faafj311%2Faafj311.right.html |urlmorto=sì}}</ref>

Vega è il prototipo di una classe di stelle di sequenza principale che presentano tutte un particolare eccesso di emissione infrarossa, dovuto alla presenza in orbita di un disco di polveri; tali stelle, dette ''stelle di tipo Vega'' o, in [[lingua inglese]], ''Vega-like'',<ref>{{Cita pubblicazione |autore=R. J. Sylvester |autore2=C. J. Skinner |autore3=M. J. Barlow |data=aprile 1996 |titolo=Optical, infrared and millimetre-wave properties of Vega-like systems |rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=279 |numero=3 |pp=915-939 |accesso=1º luglio 2009 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996MNRAS.279..915S |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20210424173909/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1996MNRAS.279..915S/abstract |urlmorto=no |autore4=V. Mannings}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione |autore=E. Di Folco |autore2=F. Thévenin |autore3=P. Kervella |data=novembre 2004 |titolo=VLTI near-IR interferometric observations of Vega-like stars. Radius and age of α PsA, β Leo, β Pic, ɛ Eri and τ Cet |rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=426 |pp=601-617 |accesso=1º luglio 2009 |doi=10.1051/0004-6361:20047189 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004A%26A...426..601D |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20130718210148/http://adsabs.harvard.edu/abs/2004A%26A...426..601D |urlmorto=no |etal=si}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione |autore=V. Mannings |autore2=M. J. Vincent |data=aprile 1998 |titolo=Candidate Main-Sequence Stars with Debris Disks: A New Sample of Vega-like Sources |rivista=Astrophysical Journal |volume=497 |p=330 |accesso=1º luglio 2009 |doi=10.1086/305432 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998ApJ...497..330M |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20190820082158/http://adsabs.harvard.edu/abs/1998ApJ...497..330M |urlmorto=no}}</ref><ref name="apj124">{{Cita pubblicazione |autore=I. Song |autore2=A. J. Weinberger |autore3=E. E. Becklin |anno=2002 |titolo=M-Type Vega-like Stars |rivista=The Astronomical Journal |volume=124 |numero=1 |pp=514-518 |accesso=10 novembre 2007 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002AJ....124..514S |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20181005081427/http://adsabs.harvard.edu/abs/2002AJ....124..514S |urlmorto=no |autore4=B. Zuckerman |autore5=C. Chen}}</ref> rivestono particolare importanza in quanto il loro studio potrebbe fornire importanti indicazioni sull'origine del sistema solare.<ref name=apj124/>

=== Indagini successive sul disco circumstellare ===
[[File:Vega-IR.jpg|upright=1.5|thumb|Le immagini ad alta risoluzione riprese dal telescopio spaziale Spitzer che mostrano Vega nell'infrarosso, rispettivamente a [[lunghezza d'onda|λ]]=24 µm (sinistra) e λ=70 µm (destra). ''NASA'']]

Nel [[2005]] il [[telescopio spaziale Spitzer]] della [[NASA]] ha ripreso delle immagini ad alta risoluzione a diverse lunghezze d'onda dell'infrarosso delle polveri attorno a Vega; a seconda della lunghezza d'onda ([[lambda|λ]]) presa in considerazione si è notato che le polveri presentano una differente estensione: a λ=24&nbsp;µm il disco di polveri si estende per 43" (oltre 330 UA), a λ=70&nbsp;µm per 70" (543 UA) e a λ=160&nbsp;µm per 105" (815 UA). Le indagini condotte su queste immagini hanno rivelato che il disco si presenta pressoché circolare e privo di addensamenti di materia, e che sarebbe costituito da particelle di dimensioni variabili tra 1 e 50&nbsp;µm.<ref name=apj628/> La massa totale delle polveri è stata stimata in circa 3 × 10<sup>−3</sup> volte la [[massa terrestre|massa della Terra]].<ref>{{Cita pubblicazione |autore=W. S. Holland |autore2=J. S. Greaves |autore3=B. Zuckerman |anno=1998 |titolo=Submillimetre images of dusty debris around nearby stars |rivista=Nature |volume=392 |numero=6678 |pp=788-791 |accesso=10 novembre 2007 |doi=10.1038/33874 |url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1998Natur.392..788H |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20160601231942/http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1998Natur.392..788H |urlmorto=no |etal=si}}</ref> La produzione di tali polveri sarebbe dovuta alle molteplici collisioni che si verificherebbero tra gli [[asteroide|asteroidi]] di una popolazione analoga a quella presente nella [[fascia di Kuiper]] del sistema solare; quindi quello in orbita attorno a Vega sarebbe in realtà da considerarsi più un [[disco di detriti]] che non un [[disco protoplanetario]], come è stato ipotizzato in precedenza.<ref name=apj569/> Il confine interno del disco, posto a circa a 11" ± 2" (70–102 UA), è delimitato dalla [[pressione di radiazione|pressione]] della radiazione emessa dalla stella, che quindi spinge verso l'esterno i detriti generati nelle collisioni all'interno della [[cintura asteroidale|cintura]].

Tuttavia, per spiegare la continua produzione di polveri osservata, il disco avrebbe dovuto possedere una massa iniziale estremamente grande, stimata in centinaia di volte la [[massa gioviana|massa di Giove]]; un simile valore risulta, ovviamente, spropositato.<ref name=apj628/> Per questo motivo si ritiene più probabile che queste polveri siano state prodotte dalla rottura, a seguito di una collisione recente con una cometa o asteroide di dimensioni medio/grandi, di un oggetto di dimensioni paragonabili a quelle di [[Plutone (astronomia)|Plutone]], ad una distanza di circa 90&nbsp;UA dalla stella.<ref name=solstation/> Il disco di polveri sarebbe quindi molto più giovane rispetto all'età della stella, e si ritiene che verrà spazzato via dal vento stellare entro mille anni<ref name=solstation/> se non avverranno altre collisioni in grado di ristabilire la quantità originaria delle polveri perse.<ref name=apj628/>

[[File:Massive Smash-Up at Vega.jpg|thumb|left|Raffigurazione artistica della massiccia collisione che potrebbe aver dato origine all'anello di polveri attorno a Vega. ''[[NASA]]'']]

Le osservazioni condotte nell'infrarosso vicino dal [[CHARA Array]] nel [[2006]] hanno rivelato l'esistenza di una seconda banda di polveri più interna, ad una distanza di circa 5–8&nbsp;UA dalla stella, surriscaldata dalla radiazione stellare sino ad oltre 1500 K.<ref name=stardust/> Poiché l'intensa pressione di radiazione della stella sarebbe in grado di spazzar via questa struttura in pochi anni, gli astronomi ritengono che all'interno di essa vi sia un alto tasso di produzione di polveri, dovuto a continue collisioni di corpi cometari o asteroidali. Un simile bombardamento troverebbe una spiegazione ipotizzando la [[migrazione orbitale|migrazione]] all'interno del disco maggiore di uno o più [[pianeta extrasolare|pianeti]] [[gigante gassoso|giganti gassosi]], i quali avrebbero quindi perturbato le orbite degli asteroidi di questa fascia catapultandoli verso le regioni interne.<ref>{{Cita pubblicazione |autore=O. Absil |anno=2006 |titolo=Circumstellar material in the Vega inner system revealed by CHARA/FLUOR |rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=452 |numero=1 |pp=237-244 |accesso=19 novembre 2007 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006A&A...452..237A |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20080229071705/http://adsabs.harvard.edu/abs/2006A%26A...452..237A |urlmorto=no |etal=si}}</ref> Queste teorie alimentano l'ipotesi che attorno a Vega possa orbitare quindi un vero e proprio [[sistema planetario]].<ref name=stardust/>

=== Possibile presenza di pianeti ===
[[File:Vega 2009.jpg|thumb|Immagine in falsi colori ripresa dalla camera SCUBA del JCMT che mostra le strutture del disco di Vega; <sub><span style="font-size: 120%;">*</span></sub> indica la posizione della stella, mentre × la probabile posizione e direzione dell'ipotetico pianeta.]]

Le osservazioni effettuate dal ''[[James Clerk Maxwell Telescope]]'' (JCMT) nel [[1997]] hanno rivelato una "regione brillante e allungata" ad una distanza di 70&nbsp;UA da Vega. Si è ipotizzato che questa struttura potesse essere il risultato di una perturbazione del disco di polveri causata da un [[pianeta extrasolare|pianeta]] o da un altro oggetto orbitante circondato dalle polveri. Gli astronomi del ''Joint Astronomy Centre'', che gestisce il JCMT, hanno ipotizzato che l'immagine potrebbe mostrare un sistema planetario in formazione.<ref>{{Cita news |url=http://outreach.jach.hawaii.edu/pressroom/1998_vega/ |titolo=Astronomers discover possible new Solar Systems in formation around the nearby stars Vega and Fomalhaut |editore=Joint Astronomy Centre |accesso=29 ottobre 2007 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20140829092948/http://outreach.jach.hawaii.edu/pressroom/1998_vega/ |giorno=21 |mese=04 |anno=1998}}</ref> Le ricerche condotte dagli astronomi, sfruttando anche i [[telescopi Keck]], non sono riuscite a rilevare l'eventuale radiazione emessa da possibili pianeti o [[nana bruna|nane brune]] in orbita attorno alla stella.<ref name=solstation/>

In una pubblicazione del [[2002]] si è ipotizzato che i particolari agglomerati nel disco potessero essere causati da un pianeta di massa paragonabile a quella di [[Giove (astronomia)|Giove]], [[Giove eccentrico|posto su un'orbita altamente eccentrica]]; le polveri si sarebbero accumulate in orbite in [[risonanza orbitale|risonanza]] con questo ipotetico pianeta, dando origine ai conglomerati osservati.<ref>{{Cita pubblicazione |autore=D. Wilner |autore2=M. Holman |autore3=M. Kuchner |anno=2002 |titolo=Structure in the Dusty Debris around Vega |rivista=The Astrophysical Journal |volume=569 |pp=L115-L119 |accesso=30 ottobre 2007 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...569L.115W |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20181007233859/http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...569L.115W |urlmorto=no |autore4=P. T. P. Ho}}</ref> Nel [[2003]] è stata formulata un'altra ipotesi, che prevedeva l'esistenza di un pianeta di massa paragonabile a quella di [[Nettuno (astronomia)|Nettuno]], migrato da una distanza di 40&nbsp;UA fino a 65&nbsp;UA in circa 56 milioni di anni,<ref name="apj598">{{Cita pubblicazione |autore=M. Wyatt |anno=2002 |titolo=Resonant Trapping of Planetesimals by Planet Migration: Debris Disk Clumps and Vega's Similarity to the Solar System |rivista=The Astrophysical Journal |volume=598 |pp=1321-1340 |accesso=30 ottobre 2007 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...598.1321W |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20190824122226/http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...598.1321W |urlmorto=no}}</ref> con un'orbita sufficientemente ampia da non perturbare le regioni interne del sistema e permettere quindi la formazione di [[pianeta terrestre|pianeti rocciosi]] vicini alla stella. La migrazione avrebbe richiesto l'interazione gravitazionale con un secondo pianeta di massa più elevata posto in un'orbita più interna.<ref>{{Cita news |autore=E. Gilchrist |autore2=M. Wyatt |autore3=W. Holland |url=http://www.roe.ac.uk/roe/support/pr/pressreleases/vega.html |titolo=New evidence for Solar-like planetary system around nearby star |editore=Royal Observatory, Edimburgo |accesso=30 ottobre 2007 |urlarchivio=https://www.webcitation.org/64wt3t0rD?url=http://www.roe.ac.uk/roe/support/pr/pressreleases/vega.html |dataarchivio=25 gennaio 2012 |urlmorto=sì |autore4=J. Maddock |autore5=D. P. Price |giorno=1 |mese=12 |anno=2003}}</ref>

Nel [[2005]], mediante l'utilizzo di un [[coronografo]] montato sul [[telescopio Subaru]] alle [[Hawaii]], gli astronomi sono riusciti ad affinare le stime sulle dimensioni del probabile pianeta, affermando che avrebbe una massa non superiore alle 5–10 masse gioviane.<ref>{{Cita pubblicazione |autore=Y. Itoh |anno=2006 |titolo=Coronagraphic Search for Extrasolar Planets around ε Eri and Vega |rivista=The Astrophysical Journal |volume=652 |numero=2 |pp=1729-1733 |accesso=10 novembre 2007 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006ApJ...652.1729I |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20080229071725/http://adsabs.harvard.edu/abs/2006ApJ...652.1729I |urlmorto=no}}</ref> Anche se un pianeta attorno a Vega non è stato ancora osservato direttamente (come è accaduto, al contrario, nei casi di [[Fomalhaut]]<ref>{{Cita news |url=http://news.smh.com.au/world/from-afar-the-first-optical-photos-of-an-exoplanet-20081113-66e4.html |titolo=From afar, the first optical photos of an exoplanet |editore=The Sidney Morning Herald |accesso=1º dicembre 2008 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20141113052400/http://news.smh.com.au/world/from-afar-the-first-optical-photos-of-an-exoplanet-20081113-66e4.html |urlmorto=no |giorno=14 |mese=11 |anno=2008}}</ref> o [[HR 8799]],<ref>{{Cita news |url=http://www.gemini.edu/node/11151 |titolo=Gemini Releases Historic Discovery Image of Planetary First Family |editore=Gemini Observatory |accesso=13 novembre 2008 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20081205064429/http://www.gemini.edu./node/11151 |urlmorto=no |giorno=13 |mese=11 |anno=2008}}</ref> due stelle ''Vega-like''), o comunque confermato mediante altri [[Metodi di individuazione di pianeti extrasolari|metodi di individuazione]], non può essere esclusa la presenza di un sistema planetario, contenente probabilmente anche degli eventuali pianeti di tipo terrestre in un'orbita più vicina alla stella. L'[[inclinazione orbitale]] degli eventuali pianeti sarebbe verosimilmente allineata al piano equatoriale della stella.<ref>{{Cita pubblicazione |autore=B. Campbell |autore2=R. F. Garrison |anno=1985 |titolo=On the inclination of extra-solar planetary orbits |rivista=Publications of the Astronomical Society of the Pacific |volume=97 |pp=180-182 |accesso=16 novembre 2007 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1985PASP...97..180C |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20160601232100/http://adsabs.harvard.edu/abs/1985PASP...97..180C |urlmorto=no}}</ref>

Nel 2021 una pubblicazione su osservazioni degli spettri di Vega, in un periodo di tempo di 10 anni, ha rilevato il segnale di un candidato esopianeta con un periodo di 2,3 giorni; gli autori sostengono che le possibilità che sia un [[falso positivo]] sono solo dell'1%. Il pianeta avrebbe una [[massa minima]] di 20 volte quella della Terra, tuttavia non è nota l'[[inclinazione orbitale]] ed essendo Vega vista da Terra da uno dei suoi poli (''i''=6,2°) la massa minima richiederebbe un'[[orbita polare]], mentre se il pianeta orbitasse sullo stesso piano della rotazione di Vega la massa sarebbe 10 volte maggiore, ossia 0,6 volte [[Massa gioviana|quella]] di [[Giove (astronomia)|Giove]]. Se fosse confermato un pianeta con quel periodo di rotazione orbiterebbe molto vicino a Vega, e con una temperatura di {{M|3250|u=K}} sarebbe il più caldo conosciuto dopo [[KELT-9 b]].<ref name=Hurt/>

;Prospetto del sistema
{{Prospetto sistemi planetari
|pianeta1 = b
|tipo1 = [[Gigante gassoso]]
|massa1 = ≥{{M|21.9|5.1|ul=massa terrestre}}
|raggio1 = 
|densità1 = 
|periodo_orb1 = 2,42977 giorni
|sem1 = 0,04555 [[Unità astronomica|UA]]
|ecc1 = {{M|0,25|0,15}}
|incl1 =

|pianeta2 = Disco di polveri
|tipo2 = —
|massa2 = —
|raggio2 = 
|densità2 = 
|periodo_orb2 = —
|sem2 = 86-815 UA
|ecc2 = 6.2°?
|incl2 = 
}}

== Il cielo visto da Vega ==
[[File:Cielo Vega Celestia.png|thumb|left|upright=1.6|Il cielo come apparirebbe se visto da Vega. ''[[Celestia]]'']]

Un ipotetico osservatore situato su un eventuale pianeta in orbita attorno a Vega vedrebbe il cielo leggermente diverso da quello osservabile sulla Terra: questo perché le distanze dal sistema solare di molte delle stelle più brillanti visibili dal nostro pianeta differiscono in maniera sostanziale rispetto a quelle che le separano da Vega.

[[Altair]] dista da Vega 14,8 anni luce,<ref name="schaaf5">{{Cita |Schaaf |p. 145 |Bright}}.</ref> contro i 16,7 che la separano dal Sole;<ref>{{Cita |Schaaf |p. 194 |Bright}}.</ref> apparirebbe quindi appena più brillante (con una magnitudine apparente pari a 0,49<ref name="magn.app.">Per il calcolo della magnitudine apparente si è sfruttata la formula
:<math>\begin{smallmatrix} m = M -5 + 5 \log d \end{smallmatrix}</math>
dove ''m'' è la magnitudine apparente, ''M'' è la [[magnitudine assoluta]], ''d'' è la distanza espressa in [[parsec]].</ref>) che vista dalla Terra. Lo stesso discorso vale per [[Arturo (astronomia)|Arturo]], che dista dall'astro principale della Lira 32 a.l.<ref name=schaaf5/> (contro i 37 che la distanziano dal sistema solare<ref>{{Cita |Schaaf |p. 127 |Bright}}.</ref>), e quindi appare nel cielo di Vega come un oggetto di magnitudine −0,33.<ref name=magn.app./> [[Sirio]] e [[Procione (astronomia)|Procione]], rispettivamente prima e ottava stella più brillante del cielo terrestre, distano rispettivamente 33 e 34 a.l. da Vega, il che le farebbe apparire come delle modeste stelle di seconda e terza grandezza.<ref name=schaaf5/>

Un aspetto curioso riguarda come apparirebbe il Sole se osservato da Vega. Com'è noto, Vega è visibile dal sistema solare in direzione di uno dei suoi [[polo geografico|poli]]; se l'asse di rotazione di questo ipotetico pianeta fosse perpendicolare al piano orbitale, e quindi puntasse nella medesima direzione dell'asse stellare, il Sole apparirebbe come la [[stella polare]].<ref name="Schaaf6">{{Cita |Schaaf |p. 146 |Bright}}.</ref> Il Sole apparirebbe comunque come un debole astro di magnitudine 4,2,<ref name=magn.app./><ref name=Schaaf6/> e risulterebbe visibile alle coordinate diametralmente opposte a quelle alle quali Vega risulta visibile dalla Terra (nel [[Coordinate celesti#Coordinate equatoriali|sistema di coordinate equatoriali terrestri]] sarebbero AR={{RA|6|36|56,3364}} — Dec={{DEC|−38|47|01,291}}), che corrispondono alla regione occidentale della [[Colomba (costellazione)|costellazione della Colomba]]. Non lontano dalla nostra stella risulterebbe visibile Sirio, mentre dalla parte opposta brillerebbe [[Canopo]], che apparirebbe lievemente meno brillante rispetto al cielo terrestre.<ref name=Schaaf6/>

== Nella cultura ==
=== Etimologia ===
[[File:Fotothek df tg 0004451 Astronomie ^ Sternbild.jpg|thumb|upright=1.3|Un'immagine della costellazione della Lira ripresa dall'edizione del [[1512]] dell'atlante astronomico di [[Regiomontano]].]]

Il nome originario della stella, Wega (in seguito corrotto in Vega),<ref name=allen/> deriva da una libera traslitterazione della parola [[lingua araba|araba]] ''{{lang|ar-Latn|wāqi}}'' (''planante''), estratta dalla frase '''{{lang|ar|النسر&nbsp;الواقع}}''' ''{{lang|ar-Latn|an-nasr al-wāqi‘}}'', "l'avvoltoio planante",<ref name=tyler/> che era il nome con cui designarono la stella gli astronomi arabi dell'[[XI secolo]], i quali videro nella Lira la forma di un'aquila (o un altro uccello rapace, probabilmente un avvoltoio) nell'atto di planare.<ref name="Schaaf7">{{Cita |Schaaf |p. 142 |Bright}}.</ref> La rappresentazione della costellazione come un avvoltoio non era nuova: era infatti già riconosciuta come tale dagli [[antico Egitto|Egizi]]<ref>{{Cita libro |autore=G. Massey |titolo=Ancient Egypt: the Light of the World |anno=2001 |editore=Adamant Media Corporation |lingua=inglese |ISBN=1-4021-7442-X}}</ref> e nell'[[Storia dell'India|antica India]].<ref>{{Cita libro |autore=W. T. Olcott |titolo=Star Lore of All Ages: A Collection of Myths, Legends, and Facts Concerning the Constellations of the Northern Hemisphere |url=https://archive.org/details/starloreallages00olcogoog |anno=1911 |editore=G.P. Putnam's sons |lingua=inglese}}</ref><ref>{{Cita web |url=http://www.skyscript.co.uk/lyre.html |titolo=Lyra: The Lyre |autore=D. Houlding |data=dicembre 2005 |accesso=4 novembre 2007 |urlarchivio=https://www.webcitation.org/64wt6sxIG?url=http://www.skyscript.co.uk/lyre.html |dataarchivio=25 gennaio 2012 |urlmorto=no}}</ref> Il nome comparve per la prima volta in Occidente nelle [[tavole alfonsine]],<ref name=allen/> compilate tra il [[1215]] e il [[1270]] per ordine del [[re di Castiglia]] [[Alfonso X di Castiglia|Alfonso X]], e si affermò nel corso del [[XIII secolo]].<ref>{{Cita libro |autore=M. T. Houtsma |autore2=A. J. Wensinck |autore3=H. A. R. Gibb |titolo=E.J. Brill's First Encyclopaedia of Islam, 1913-1936 |url=https://archive.org/details/ejbrillsfirstenc0001unse |anno=1987 |editore=E.J. Brill |lingua=inglese |p=[https://archive.org/details/ejbrillsfirstenc0001unse/page/n292 292] |volume=VII |autore4=W. Heffening |autore5=L. Lévi-Provençal}}</ref> In quest'epoca erano molto diffuse diverse varianti del nome originale arabo, in particolare ''Waghi'', ''Vagieh'' e ''Veka''.<ref name=burnham/>

=== Mitologia ed esoterismo ===
Intorno a Vega, per via della sua grande brillantezza e della sua posizione nel cielo notturno, si è intessuto un discreto apparato mitologico e religioso-esoterico.

Per gli [[Assiria|Assiri]] la stella si chiamava ''Dayan-same'', il "Giudice dei Cieli", mentre per gli [[Accadi]] era ''Tir-anna'', la "Vita del Cielo"; i [[Babilonesi]] la conoscevano presumibilmente con nome ''Dilgan'', "il Messaggero della Luce", attribuito anche ad altre stelle.<ref name=allen/>

Gli [[Grecia Antica|antichi Greci]], così come i [[Roma (città antica)|Romani]] dopo di loro, ritenevano che la costellazione della Lira rappresentasse lo [[Lira (strumento musicale)|strumento musicale]] di [[Orfeo]], costruito da [[Ermes]] sfruttando il [[carapace]] di una [[testudines|tartaruga]] come [[cassa armonica]] e il [[intestino|budello]] di una [[ovis aries|pecora]] per fabbricare le [[corda (musica)|corde]];<ref name="schaaf3" /> Vega rappresentava il manico della lira ed era nota col nome di Λύρα (''Lyra'').<ref name="kendall" /> Presso i Romani l'astro era noto, oltre che col nome ''Lyra'', anche con i sinonimi ''Fidis'', ''Fides'' e ''Fidicula'', tutti indicanti lo strumento di Orfeo;<ref name=allen/> inoltre la data d'inizio della [[autunno|stagione autunnale]] era stata scelta in modo da coincidere con la data in cui Vega tramontava al sorgere del Sole.<ref name=allen/>

La stella è associata al mito di {{lang|zh|七夕}} (''Qi Xi'', " I Sette Crepuscoli"), originario della [[mitologia cinese|Cina]] ma molto diffuso, seppur con alcune varianti, anche in [[Corea]] e [[Giappone]].<ref name=allen/> Il mito tratta della storia d'amore che lega {{lang|zh|織女}} (''Zhi Nü'', "la Tessitrice", che rappresenta Vega) e il marito {{lang|zh|牛郎}} (''Niu Lang'', "il Mandriano", ovvero la stella [[Altair]]), che si trova insieme ai due figli della coppia (le vicine stelle [[Tarazed]] e [[Alshain]]);<ref name="Schaaf7" /> i due coniugi sono costretti a restare separati alle due sponde del 銀河 "Fiume d'Argento" (la [[Via Lattea]]).<ref>{{Cita libro |autore=W. Liming |autore2=L. Yue |autore3=L. Lang Tao |titolo=Chinese Festivals |url=https://archive.org/details/chinesefestivals0000weil_g9q7 |anno=2005 |editore=Chinese Intercontinental Press |lingua=inglese |ISBN=7-5085-0836-X}}</ref> Tuttavia, i due possono incontrarsi per un solo giorno all'anno, la "settima notte della settima luna" (ovvero il settimo giorno del settimo mese del [[calendario lunisolare]] cinese, corrispondente nel [[calendario gregoriano]] agli inizi del mese di agosto);<ref name="Schaaf7" /> in questa circostanza le gazze si adoperano per formare con le loro ali un momentaneo ponte che unisca le due rive del fiume, permettendo l'incontro dei due amanti.<ref name="Schaaf7" /> Da questo mito traggono origine due festività: in Cina il ''[[Qi Qiao Jie]]'', mentre in Giappone il ''[[Tanabata]]''.<ref>{{Cita libro |autore=J. R. Kippax |titolo=The Call of the Stars: A Popular Introduction to a Knowledge of the Starry Skies with their Romance and Legend |url=https://archive.org/details/callofstarspopul00kipp |anno=1919 |editore=G. P. Putnam's Sons |lingua=inglese}}</ref>

Presso i popoli [[polinesia]]ni Vega era nota come ''whetu o te tau'', la ''stella dell'anno'': infatti il sorgere eliaco della stella, per un certo periodo della storia di queste popolazioni, segnava l'inizio del nuovo anno e il momento in cui il terreno poteva essere preparato per piantare i vegetali coltivati; questa funzione fu in seguito assunta dalle [[Pleiadi (astronomia)|Pleiadi]].<ref>{{Cita pubblicazione |autore=S. P. Smith |anno=1919 |titolo=The Fatherland of the Polynesians – Aryan and Polynesian Points of Contact |rivista=The Journal of the Polynesian Society |volume=28 |pp=18-20 |accesso=8 agosto 2008 |url=http://books.google.com/books?id=0sh9-6UH644C&pg=PA27 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20131112131404/http://books.google.com/books?id=0sh9-6UH644C&pg=PA27 |urlmorto=no}}</ref>

Nella [[Zoroastrismo|religione zoroastriana]] era talvolta associata a Vanant, una divinità minore il cui nome significa "conquistatore".<ref>{{Cita libro |autore=M. Boyce |titolo=A History of Zoroastrianism, volume one: The Early Period |anno=1996 |editore=E. J. Brill |città=New York |lingua=inglese |ISBN=90-04-08847-4}}</ref>

Nell'[[astrologia]] medioevale occidentale ed araba Vega era annoverata tra le quindici [[stelle fisse beheniane]], stelle di importanza magica denominate da [[Agrippa di Nettesheim]] ''Behenii'' (donde il loro nome), dall'arabo ''bahman'' che significa ''radice''; i suoi pianeti collegati erano Mercurio e Venere, la pietra preziosa l'[[olivina]] e la pianta la [[satureja|santoreggia invernale]].<ref name="tyson" /> Agrippa assegnò inoltre alla stella il simbolo [[Cabala (esoterismo)|cabalistico]] [[File:Agrippa1531 Vulturcadens.png]] con il nome ''Vultur cadens'' ("Avvoltoio cadente"), una traduzione letterale in latino del nome arabo.<ref name="philosophia" />

=== Eponimia ===
La stella ha dato il proprio nome a numerosi manufatti umani, prevalentemente mezzi di trasporto e strumenti scientifici. Vega è stata la prima stella a cui sia stata intitolata, nel [[1971]], un'[[automobile]], la [[Chevrolet Vega]];<ref name="Schaaf7" /> alla stella è stato intitolato anche un [[aeromobile|velivolo]], il [[Lockheed Vega]].<ref>{{Cita web |url=http://www.centennialofflight.gov/essay/Aerospace/vega/Aero14.htm |titolo=The Lockheed Vega and Its Pilots |autore=J. Rumerman |editore=U.S. Centennial of Flight Commission |accesso=12 novembre 2007 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20120714044843/http://www.centennialofflight.gov/essay/Aerospace/vega/Aero14.htm |anno=2003}}</ref> L'[[Agenzia Spaziale Europea]] ha assegnato il nome della stella ad un [[Vega (lanciatore)|suo lanciatore]],<ref>{{Cita web |url=http://www.esa.int/SPECIALS/Launchers_Access_to_Space/SEMH3E67ESD_0.html |titolo=Launch vehicles - Vega |editore=Agenzia Spaziale Europea |data=20 maggio 2005 |accesso=12 novembre 2007 |urlarchivio=https://www.webcitation.org/67LDMOEhs?url=http://www.esa.int/SPECIALS/Launchers_Access_to_Space/SEMH3E67ESD_0.html |dataarchivio=1º maggio 2012 |urlmorto=no}}</ref> mentre l'[[Unione Sovietica]] alle sonde [[Vega 1 e 2]], dalle iniziali delle destinazioni esplorative, il sorvolo di Venere (''VEnus'') e l'analisi della [[cometa di Halley]] (''GAlley'', nella pronuncia russa).

== Note ==
<references/>

== Bibliografia ==
=== Testi generici ===
[[File:Wide-field view of the Summer Triangle.jpg|thumb|upright=1.4|Un'immagine della [[Via Lattea]] estiva, a ridosso della quale è molto ben visibile l'asterismo del Triangolo estivo (a sinistra); Vega è la stella più brillante del [[campo visivo]].]]

* {{Cita libro |autore=E. O. Kendall |titolo=Uranography: Or, A Description of the Heavens; Designed for Academics and Schools; Accompanied by an Atlas of the Heavens |anno=1845 |editore=Oxford University Press |città=Philadelphia |lingua=inglese}}
* {{Cita libro |autore=B. Arthur |titolo=A Short History of Astronomy |anno=1899 |editore=Charles Scribner's Sons |città=New York |lingua=inglese}}
* {{Cita libro |nome=George |cognome=Forbes |titolo=History of Astronomy |url=https://www.gutenberg.org/etext/8172 |anno=1909 |editore=Watts & Co. |città=Londra}}
* {{Cita libro |autore=J. R. Kippax |titolo=The Call of the Stars: A Popular Introduction to a Knowledge of the Starry Skies with their Romance and Legend |url=https://archive.org/details/callofstarspopul00kipp |anno=1919 |editore=G. P. Putnam's Sons |lingua=inglese}}
* {{Cita libro |autore=R. Burnham Jr. |titolo=Burnham's Celestial Handbook: An Observer's Guide to the Universe Beyond the Solar System |anno=1978 |editore=Courier Dover Publications |lingua=inglese |ISBN=0-486-23568-8}}
* {{Cita libro |autore=Andrew L. Chaikin |curatore=J. K. Beatty |titolo=The New Solar System |ed=4 |anno=1990 |editore=Cambridge University Press |città=Cambridge, Inghilterra |lingua=inglese |ISBN=0-521-64587-5 |curatore2=C. C. Petersen}}
* {{Cita libro |autore=Robert A. Garfinkle |titolo=Star-Hopping: Your Visa to Viewing the Universe |url=https://archive.org/details/starhoppingyourv0000garf |anno=1997 |editore=Cambridge University Press |lingua=inglese |ISBN=0-521-59889-3}}
* {{Cita libro |autore=Arthur R. Upgren |titolo=Night Has a Thousand Eyes: A Naked-Eye Guide to the Sky, Its Science, and Lore |url=https://archive.org/details/nighthasthousand0000upgr |anno=1998 |editore=Basic Books |lingua=inglese |ISBN=0-306-45790-3}}
* {{Cita libro |autore=Jay M. Pasachoff |titolo=A Field Guide to Stars and Planets |ed=4 |anno=2000 |editore=Houghton Mifflin Field Guides |lingua=inglese |ISBN=0-395-93431-1}}
* {{Cita libro |nome=John |cognome=Gribbin |autore2=Mary Gribbin |titolo=Stardust: Supernovae and Life—The Cosmic Connection |url=https://archive.org/details/stardustsupernov0000john |anno=2001 |editore=[[Università di Yale|Yale University]] Press |lingua=inglese |ISBN=0-300-09097-8}}
* {{Cita libro |cognome=AA.VV |titolo=L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia |anno=2002 |editore=De Agostini |città=Novara}}
* {{Cita libro |autore=Thanu Padmanabhan |titolo=Theoretical Astrophysics |anno=2002 |editore=Cambridge University Press |lingua=inglese |ISBN=0-521-56241-4}}
* {{Cita libro |autore=D. Clarke |titolo=Astronomy: Principles and Practice |anno=2003 |editore=CRC Press |lingua=inglese |ISBN=0-7503-0917-2}}
* {{Cita libro |nome=J. |cognome=Gribbin |titolo=Enciclopedia di astronomia e cosmologia |url=https://archive.org/details/enciclopediadias0000unse |anno=2005 |editore=Garzanti |città=Milano |ISBN=88-11-50517-8}}
* {{Cita libro |nome=W. |cognome=Owen |titolo=Atlante illustrato dell'Universo |anno=2006 |editore=Il Viaggiatore |città=Milano |ISBN=88-365-3679-4 |etal=si}}
* {{Cita libro |nome=J. |cognome=Lindstrom |titolo=Stelle, galassie e misteri cosmici |anno=2006 |editore=Editoriale Scienza |città=Trieste |ISBN=88-7307-326-3}}

=== Sulle stelle ===
* {{Cita libro |autore=William Tyler Olcott |titolo=Star Lore of All Ages: A Collection of Myths, Legends, and Facts Concerning the Constellations of the Northern Hemisphere |url=https://archive.org/details/starloreallages00olcogoog |anno=1911 |editore=G.P. Putnam's sons |lingua=inglese}}
* {{Cita libro |autore=Martin Schwarzschild |titolo=Structure and Evolution of the Stars |url=https://archive.org/details/structureevoluti0000mart |anno=1958 |editore=Princeton University Press |lingua=inglese |ISBN=0-691-08044-5}}
* {{Cita libro |autore=Martha Evans Martin |autore2=Donald Howard Menzel |titolo=The Friendly Stars: How to Locate and Identify Them |anno=1964 |editore=Courier Dover Publications |città=Dover |lingua=inglese |ISBN=0-486-21099-5}}
* {{Cita libro |autore=Donald D. Clayton |titolo=Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis |url=https://archive.org/details/principlesofstel0000clay |anno=1983 |editore=University of Chicago Press |lingua=inglese |ISBN=0-226-10953-4}}
* {{Cita libro |autore=Suzanne Débarbat |titolo=Mapping the Sky: Past Heritage and Future Directions |anno=1988 |editore=Springer |lingua=inglese |capitolo=The First Successful Attempts to Determine Stellar Parallaxes in the Light of the Bessel/Struve Correspondances |ISBN=90-277-2810-0}}
* {{Cita libro |autore=R. J. Tayler |titolo=The Stars: Their Structure and Evolution |url=https://archive.org/details/starstheirstruct00tayl_311 |anno=1994 |editore=Cambridge University Press |lingua=inglese |p=[https://archive.org/details/starstheirstruct00tayl_311/page/n24 16] |ISBN=0-521-45885-4}}
* {{Cita libro |autore=David H. Levy |autore2=Janet A. Mattei |titolo=Observing Variable Stars |ed=2 |anno=1998 |editore=Cambridge University Press |città=Cambridge |lingua=inglese |ISBN=0-521-62755-9}}
* {{Cita libro |nome=Cliff |cognome=Pickover |titolo=The Stars of Heaven |url=https://archive.org/details/starsofheaven00pick |anno=2001 |editore=Oxford University Press |città=Oxford |lingua=inglese |ISBN=0-19-514874-6}}
* {{Cita libro |nome=A. |cognome=De Blasi |titolo=Le stelle: nascita, evoluzione e morte |anno=2002 |editore=CLUEB |città=Bologna |ISBN=88-491-1832-5}}
* {{Cita libro |autore=Mike Inglis |titolo=Observer's Guide to Stellar Evolution: The Birth, Life, and Death of Stars |anno=2003 |editore=Springer |lingua=inglese |ISBN=1-85233-465-7}}
* {{Cita libro |autore=Maurizio Salaris |autore2=Santi Cassisi |titolo=Evolution of Stars and Stellar Populations |url=https://archive.org/details/evolutionstarsst00sala_539 |anno=2005 |editore=John Wiley and Sons |lingua=inglese |p=[https://archive.org/details/evolutionstarsst00sala_539/page/n133 120] |ISBN=0-470-09220-3}}
* {{Cita libro |nome=C. |cognome=Abbondi |titolo=Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle |anno=2007 |editore=Sandit |ISBN=88-89150-32-7}}
* {{Cita libro |autore=Fred Schaaf |titolo=The Brightest Stars: Discovering the Universe through the Sky's Most Brilliant Stars |url=https://archive.org/details/brighteststarsdi0000scha |anno=2008 |editore=John Wiley & Sons, Incorporated |lingua=inglese |cid=Bright |ISBN=978-0-471-70410-2}}

=== Pubblicazioni scientifiche ===
<div class="references-small" style="-moz-column-count: 2; column-count: 2;">
* {{Cita pubblicazione |autore=J. D. Fernie |anno=1981 |titolo=On the variability of VEGA |rivista=Astronomical Society of the Pacific |volume=93 |numero=2 |pp=333-337 |accesso=30 ottobre 2007 |doi=10.1086/130834 |url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1981PASP...93..333F}}
* {{Cita pubblicazione |autore=D. A. Harper |autore2=R. F. Loewenstein |autore3=J. A. Davidson |anno=1984 |titolo=On the nature of the material surrounding VEGA |rivista=Astrophysical Journal, Part 1 |volume=285 |pp=808-812 |accesso=2 novembre 2007 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1984ApJ...285..808H}}
* {{Cita pubblicazione |autore=D. Gigas |data=settembre 1986 |titolo=The iron abundance of VEGA |rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=165 |numero=1-2 |pp=170-182 |accesso=3 luglio 2009 |id=ISSN 0004-6361 |url=http://adsbit.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1986A%26A...165..170G}}
* {{Cita pubblicazione |autore=I. A. Vasil'Yev |autore2=V. P. Merezhin |autore3=V.  N. Nalimov |data=17 marzo 1989 |titolo=On the Variability of Vega |rivista=Information Bulletin of Variable Stars, Commission 27 of the I. A. U. |volume=3308 |accesso=18 giugno 2009 |url=http://adsabs.harvard.edu/full/1989IBVS.3308....1V |autore4=V.A. Novosyolov}}
* {{Cita pubblicazione |autore=S. J. Adelman |autore2=A. F. Gulliver |anno=1990 |titolo=An elemental abundance analysis of the superficially normal A star VEGA |rivista=Astrophysical Journal, Part 1 |volume=348 |pp=712-717 |accesso=7 novembre 2007 |doi=10.1086/168279 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1990ApJ...348..712A}}
* {{Cita pubblicazione |autore=A. F. Gulliver |autore2=G. Hill |autore3=S. J. Adelman |anno=1994 |titolo=Vega: A rapidly rotating pole-on star |rivista=The Astrophysical Journal |volume=429 |numero=2 |pp=L81-L84 |accesso=29 ottobre 2007 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994ApJ...429L..81G}}
* {{Cita pubblicazione |autore=D. Barrado y Navascues |anno=1998 |titolo=The Castor moving group. The age of Fomalhaut and VEGA |rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=339 |pp=831-839 |accesso=31 ottobre 2007 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999astro.ph..5243B}}
* {{Cita pubblicazione |autore=S. Ilijic |autore2=M. Rosandic |autore3=D. Dominis |anno=1998 |titolo=An abundance analysis for Vega: Is it a lambda Boo star? |rivista=Contributions of the Astronomical Observatory Skalnate Pleso |volume=27 |numero=3 |pp=467-469 |accesso=3 luglio 2009 |url=http://adsbit.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1998CoSka..27..467I |autore4=M. Planinic |autore5=K. Pavlovski}}
* {{Cita pubblicazione |autore=D. M. Peterson |autore2=C. A. Hummel |autore3=T. A. Pauls |anno=1999 |titolo=Vega is a rapidly rotating star |rivista=Nature |volume=440 |numero=7086 |pp=896-899 |accesso=29 ottobre 2007 |doi=10.1038/nature04661 |url=https://arxiv.org/abs/astro-ph/0603520v1 |autore4=J. T. Armstrong |etal=si}}
* {{Cita pubblicazione |autore=H. M. Qiu |autore2=G. Zhao |autore3=Y. Q. Chen |anno=2001 |titolo=The Abundance Patterns of Sirius and Vega |rivista=The Astrophysical Journal |volume=548 |numero=2 |pp=77-115 |accesso=30 ottobre 2007 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ApJ...548..953Q |autore4=Z. W. Li}}
* {{Cita pubblicazione |autore=D. Wilner |autore2=M. Holman |autore3=M. Kuchner |anno=2002 |titolo=Structure in the Dusty Debris around Vega |rivista=The Astrophysical Journal |volume=569 |pp=L115–L119 |accesso=30 ottobre 2007 |doi=10.1086/340691 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...569L.115W |autore4=P. T. P. Ho}}
* {{Cita pubblicazione |autore=J. P. Aufdenberg |autore2=S. T. Ridgway |anno=2006 |titolo=First results from the CHARA Array: VII. Long-Baseline Interferometric Measurements of Vega Consistent with a Pole-On, Rapidly Rotating Star |rivista=Astrophysical Journal |volume=645 |pp=664-675 |accesso=9 novembre 2007 |url=http://www.chara.gsu.edu/files/papers/Paper6.pdf |etal=si}}
* {{Cita pubblicazione |autore=O. Absil |anno=2006 |titolo=Circumstellar material in the Vega inner system revealed by CHARA/FLUOR |rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=452 |numero=1 |pp=237-244 |accesso=19 novembre 2007 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006A&A...452..237A |etal=si}}
</div>
=== Carte celesti ===
* {{Cita libro |cognome=Tirion, Rappaport, Lovi |titolo=Uranometria 2000.0 - Volume II: The Southern Hemisphere to +6° |anno=1987 |editore=Willmann-Bell, inc. |città=Richmond, Virginia, USA |lingua=inglese |ISBN=0-943396-15-8}}
* {{Cita libro |cognome=Tirion, Sinnott |titolo=Sky Atlas 2000.0 |ed=2 |anno=1998 |editore=Cambridge University Press |città=Cambridge, USA |lingua=inglese |ISBN=0-933346-90-5}}
* {{Cita libro |cognome=Tirion |titolo=The Cambridge Star Atlas 2000.0 |url=https://archive.org/details/cambridgestaratl00wilt |ed=3 |anno=2001 |editore=Cambridge University Press |città=Cambridge, USA |lingua=inglese |ISBN=0-521-80084-6}}

== Voci correlate ==
=== Voci generiche ===
[[File:Vega star2.png|thumb|upright=1.3|Vega nella costellazione della Lira.]]
* [[Stella]]
* [[Sequenza principale]]
* [[Stella bianca di sequenza principale]]

=== Posizione ===
* [[Lira (costellazione)]]
* [[Associazione di Castore]]
* [[Bolla Locale]]
* [[Nube Interstellare Locale]]
* [[Braccio di Orione]]
* [[Via Lattea]]

=== Voci affini ===
* [[Cintura asteroidale]]
* [[Fomalhaut]], una brillante ''stella di tipo Vega'', dotata di una cintura asteroidale e di [[Fomalhaut b|un pianeta extrasolare]]
* [[HR 8799]], un'altra stella ''Vega-like'', dotata di tre [[pianeta extrasolare|pianeti]] ed una massiccia cintura asteroidale
* [[Triangolo Estivo]]

=== Liste ===
* [[Stelle più vicine alla Terra]]
* [[Stelle più brillanti del cielo notturno osservabile]]
* [[Lista delle stelle luminose più vicine]]
* [[Lista di stelle]]

== Altri progetti ==
{{interprogetto}}

== Collegamenti esterni ==
* {{Cita web |url=http://www.solstation.com/stars/vega.htm |titolo=Vega |editore=SolStation |accesso=4 giugno 2009}}
* {{Cita news |autore=Eleanor Gilchrist |autore2=Mark Wyatt |autore3=Wayne Holland |url=https://www.sciencedaily.com/releases/2003/12/031201064153.htm |titolo=New evidence for Solar-like planetary system around nearby star |editore=Joint Astronomy Centre |data=1º dicembre 2003 |accesso=4 giugno 2009 |autore4=Douglas Pierce Price |autore5=Julia Maddock}}
* {{Cita news |autore=Gay Yee Hill |autore2=Dolores Beasley |url=https://www.nasa.gov/vision/universe/starsgalaxies/spitzer-011005.html |titolo=Spitzer Sees Dusty Aftermath of Pluto-Sized Collision |editore=NASA/Spitzer Space Telescope |data=10 gennaio 2005 |accesso=27 giugno 2016 |dataarchivio=23 agosto 2014 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20140823022726/http://www.nasa.gov/vision/universe/starsgalaxies/spitzer-011005.html |urlmorto=sì }}

{{Stelle più luminose}}
{{Controllo di autorità}}
{{Portale|stelle}}
{{vetrina|2|9|2009|Wikipedia:Vetrina/Segnalazioni/Vega|arg=astronomia}}

[[Categoria:Stelle bianche di sequenza principale]]
[[Categoria:Stelle della costellazione della Lira]]
[[Categoria:Stelle di classe spettrale A]]
[[Categoria:Variabili Delta Scuti]]
[[Categoria:Stelle Lambda Bootis]]
[[Categoria:Dischi circumstellari]]