Просмотр кода страницы Вега

{{Другие значения|тип=слово|Вега}}
{{Звезда
| Imagemap = <imagemap>
Image:Vega in lyra ru.svg|250px|right
rect 130 35 206 78 [[Вега]]
rect 47 171 78 212 [[Туманность Кольцо]]
rect 76 0 105 28 [[Эпсилон Лиры]]
rect 78 158 110 189 [[Бета Лиры]]
rect 10 176 42 205 [[Гамма Лиры]]
rect 30 60 72 100 [[Дельта 2 Лиры]]
rect 216 85 236 114 [[Каппа Лиры]]
rect 88 46 116 86 [[Дзета Лиры]]
desc bottom-right
</imagemap>
| Тип = одиночная{{source-ref|Q68251845}}
| Вращение = ''v'' = {{s|236 ± 4 км/с}}{{source-ref|Q54149776}}<br>''v''·sin(''i'') = 20,48 ± 0,11 км/с{{source-ref|Q54149776}}
}}
'''Ве́га''' ('''α Лиры, α Lyr''') — самая яркая [[звезда]] в созвездии [[Лира (созвездие)|Лиры]], [[список самых ярких звёзд|пятая по яркости]] звезда ночного неба и вторая (после [[Арктур]]а) — в Северном полушарии, третья по яркости звезда (после [[Сириус]]а и Арктура), которую можно наблюдать в [[Россия|России]] и [[Ближнее зарубежье|ближнем зарубежье]]. Вега находится на расстоянии 25,3 [[световой год|светового года]] от [[Солнце|Солнца]] и является одной из [[Ярчайшие звёзды|ярчайших звёзд]] в его окрестностях (на расстоянии до 10 [[парсек]]).

== Этимология ==
Название «Вега» (Wega{{source-ref|Q17484340|pages=284—285|url=https://archive.org/details/starnamesandthe00allegoog/page/n312/}}, позже — Vega) происходит от приблизительной [[Транслитерация|транслитерации]] слова waqi («падающий») из фразы {{lang-ar|النسر الواقع}} (an-nasr al-wāqi‘), означающей «падающий орёл»<ref>{{книга
 | автор=Cyril Glasse.
 | год=2001
 | заглавие=The New Encyclopedia of Islam
 |часть=Astronomy
 | издательство=Rowman Altamira
 | isbn=0-75-910190-6
}}</ref> или «падающий гриф»<ref>{{cite web
 |author      = Harper, Douglas.
 |date        = 2001-11
 |url         = https://www.etymonline.com/index.php?term=Vega
 |title       = Vega
 |publisher   = Online Etymology Dictionary
 |accessdate  = 2008-02-21
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64wt6PN8w?url=https://www.etymonline.com/index.php?term=Vega
 |archivedate = 2012-01-25
}}</ref>. Созвездие Лиры представлялось в виде грифа в Древнем Египте<ref>{{книга
 | автор=Gerald Massey.
 | год=2001
 | заглавие=Ancient Egypt: the Light of the World
 | издательство=Adamant Media Corporation
 | isbn=1-4021-7442-X
}}</ref> и в виде орла или грифа — в [[История Индии#Древняя Индия|древней Индии]]<ref>{{книга
 | автор=William Tyler Olcott.
 | год=1911
 | заглавие=Star Lore of All Ages: A Collection of Myths, Legends, and Facts Concerning the Constellations of the Northern Hemisphere
 | ссылка=https://archive.org/details/starloreofallage00olcouoft
 | издательство=G. P. Putnam’s sons
}}</ref><ref>{{cite web
 |author      = Deborah Houlding.
 |date        = 2005-12
 |url         = http://www.skyscript.co.uk/lyre.html
 |title       = Lyra: The Lyre
 |website = Skyscript
 |accessdate  = 2008-02-21
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64wt6sxIG?url=http://www.skyscript.co.uk/lyre.html
 |archivedate = 2012-01-25
}}</ref>. Арабское название вошло в европейскую культуру после использования в [[Альфонсовы таблицы|астрономических таблицах]], которые были разработаны в 1215—1270 годах по приказу [[Альфонсо X]]<ref>{{книга
 | автор=Houtsma, M. Th.; Wensinck, A. J.; Gibb, H. A. R.; Heffening, W.; Lévi-Provençal.
 | год=1987
 | заглавие=E. J. Brill’s First Encyclopaedia of Islam, 1913—1936
 | volume=VII
 | pages=292
 | издательство=E. J. Brill
}}</ref>. Вероятно, ассоциация Веги и всего созвездия с хищной птицей имело в древности свою мифологическую основу, однако этот миф был позабыт и замещён более поздней легендой о коршуне бога [[Зевс]]а, выкравшем тело нимфы Кампы у титана Бриарея, и за эту услугу помещённом своим хозяином на небо<ref>{{cite web|title=Лира|url=http://www.astromyth.ru/Constellations/Lyr.htm|publisher=Они над нами вверх ногами: Мифология созвездий|access-date=2017-07-21|archive-date=2012-02-15|archive-url=https://web.archive.org/web/20120215074859/http://www.astromyth.ru/Constellations/Lyr.htm|deadlink=no}}</ref>.

== Основные характеристики ==
Вега, иногда называемая [[астроном]]ами «наверное, самой важной звездой после Солнца», в настоящее время является самой изученной звездой ночного неба{{source-ref|Q29040062}}. Вега стала первой звездой (после Солнца), которая была сфотографирована{{source-ref|Q55890424}}, а также первой звездой, у которой был определён [[электромагнитный спектр|спектр излучения]]{{source-ref|Q99204886}}. Кроме того, Вега была одной из первых звёзд, до которой методом [[параллакс]]а было определено расстояние{{source-ref|Q19025604|pages=362}}. Яркость Веги долгое время принималась за ноль при измерении [[звёздная величина|звёздных величин]], то есть она была точкой отсчёта и являлась одной из шести звёзд, которые лежат в основе шкалы [[UBV-фотометрия|UBV-фотометрии]] (измерение излучения звезды в различных диапазонах спектра){{source-ref|Q30054534}}.

[[Файл:Vega-Sun-H-R diagram.png|thumb|250px|Вега и Солнце на [[Диаграмма Герцшпрунга — Рассела|диаграмме Герцшпрунга — Расселла]]]]
Вега — относительно молодая звезда с низкой, по сравнению с Солнцем, [[металличность]]ю — малым содержанием элементов тяжелее [[гелий|гелия]]{{source-ref|Q53953277}}. Вега, возможно, является [[переменная звезда|переменной звездой]], хотя это и не доказано. Возможная причина переменности — нестабильность в недрах{{source-ref|Q68562988}}.

Вега очень быстро вращается вокруг своей оси. На её экваторе скорость вращения, вероятно, превышает 230 км/с{{source-ref|Q54149776}}. Для сравнения: скорость вращения на экваторе Солнца чуть больше двух километров в [[секунда|секунду]] (7284 км/ч). Вега вращается в сто раз быстрее и поэтому имеет форму [[эллипсоид вращения|эллипсоида вращения]]. Температура её [[фотосфера|фотосферы]] неоднородна: максимальная температура — на полюсе звезды, минимальная — на её [[экватор]]е. В настоящее время с Земли Вега наблюдается почти с полюса, и поэтому кажется яркой бело-голубой звездой.

Основываясь на значении интенсивности [[инфракрасное излучение|инфракрасного излучения]] Веги, которое значительно выше, чем должно быть у неё теоретически, учёные пришли к выводу, что вокруг Веги расположен пылевой диск, который вращается вокруг неё и разогревается излучением звезды. Этот диск образовался, скорее всего, в результате столкновения астероидных или кометных тел. Аналогичный пылевой диск в [[Солнечная система|Солнечной системе]] связан с [[Пояс Койпера|поясом Койпера]]{{source-ref|Q53953278}}<ref>{{cite web
 |author       = С. Б. Попов.
 |date         = 2005-04-07
 |url          = http://www.astronet.ru/db/msg/1205090
 |title        = Диск вокруг Веги
 |website      = Астронет
 |accessdate   = 2009-04-26
 |publisher    = [[Астронет]]
 |archive-date = 2011-01-12
 |archive-url  = https://web.archive.org/web/20110112215719/http://astronet.ru/db/msg/1205090
 |deadlink     = no
}}</ref>.

Вега является прототипом так называемых «инфракрасных звёзд» — звёзд, у которых имеется диск из пыли и газа, излучающий в инфракрасном спектре под действием энергии звезды. Эти звёзды называются «[[Вега-подобные звёзды]]»{{source-ref|Q54149761}}.

== История изучения ==
[[Файл:Lyra-Vega-Uranometria.jpg|thumb|250px|Созвездие Лиры в атласе «[[Уранометрия]]». Вега изображена в клюве орла, держащего лиру]]
Один из разделов [[астрономия|астрономии]] — [[астрофотография]], или фотографирование через [[телескоп]]ы небесных объектов, стал развиваться с [[1840 год]]а, когда астроном [[Дрейпер, Джон Уильям|Джон Уильям Дрейпер]] сфотографировал [[Луна|Луну]] с помощью [[дагеротипия|дагеротипии]]{{source-ref|Q99227918|pages=31}}. Первой сфотографированной звездой стала Вега. В ночь с 16 на 17 июля [[1850 год]]а в обсерватории [[Гарвардский колледж|Гарвардского колледжа]] был сделан первый снимок звезды{{source-ref|Q55890424}}<ref name="dya" />. В [[1872 год]]у [[Дрейпер, Генри|Генри Дрейпер]] получил первые (после [[Солнце|Солнца]]) фотографии спектра Веги и впервые показал [[Спектральная линия поглощения|линии поглощения]] в этом спектре{{source-ref|Q99204886}}.

В [[1879 год]]у [[Хаггинс, Уильям|Уильям Хаггинс]] использовал фотографии спектра Веги и ещё двенадцати похожих звёзд, чтобы определить «двенадцать сильных линий», которые являются общими для этого класса звёзд. Позже эти линии были определены как ''линии [[водород]]а'' ([[серия Бальмера]]){{source-ref|Q57390122}}.

Расстояние до Веги может быть определено по её [[параллакс]]у относительно неподвижных звёзд во время движения [[Земля|Земли]] по орбите вокруг Солнца. Первым параллакс Веги определил [[Струве, Василий Яковлевич|Василий Струве]] в [[1837 год]]у. Используя 9-дюймовый [[рефрактор]] на [[Экваториальная монтировка|экваториальной монтировке]] и [[нитяной микрометр]], изготовленные [[Фраунгофер, Йозеф|Фраунгофером]], Струве получил значение 0,125 [[угловая секунда|угловой секунды]]{{source-ref|Q99207436}}, что очень близко к современному значению. Но [[Бессель, Фридрих Вильгельм|Фридрих Бессель]], который определил расстояние до звезды [[61 Лебедя]], скептически оценил полученные Струве данные, заставив его отказаться от первоначальной оценки. Струве пересмотрел свою точку зрения и после новых подсчётов получил почти вдвое большую величину параллакса (0,2169±0,0254″){{source-ref|Q99207436}}. Таким образом, полученные Струве данные были приняты как неверные, и первым определителем расстояния до звезды считается Бессель.

В настоящее время параллакс Веги оценивается в 0,129″{{source-ref|Q99227817}}<ref>{{cite web
 |author      = Anonymous.
 |date        = 2007-06-28
 |url         = http://astroprofspage.com/archives/1011
 |title       = The First Parallax Measurements
 |publisher   = Astroprof
 |accessdate  = 2008-02-21
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64wsxDSqc?url=http://astroprofspage.com/archives/1011
 |archivedate = 2012-01-25
}}</ref>.

Яркость всех звёзд измеряется по стандартной [[Логарифмический масштаб|логарифмической шкале]], причём чем ярче звезда, тем меньше значение её [[звёздная величина|звёздной величины]]. Самые тусклые звёзды, доступные наблюдению [[Невооружённый глаз|невооружённым глазом]], имеют шестую звёздную величину, в то время как блеск [[Сириус]]а, ярчайшей звезды ночного неба, равен −1,47. За точку отсчёта на этой шкале астрономы первоначально решили выбрать Вегу: её видимый блеск был принят за «[[Нуль-пункт (фотометрия)|ноль]]» {{source-ref|Q99206635}}{{source-ref|Q99227912}}.

Таким образом, в течение многих лет от яркости Веги вёлся отсчёт звёздных величин. В настоящее время точка отсчёта переопределена с помощью ряда других звёзд. Однако для визуальных наблюдений Вегу и сейчас можно считать эталоном нулевой звёздной величины: при наблюдении в стандартной полосе V [[Фотометрическая система|фотометрической системы]] [[Система UBV|UBV]], наиболее распространённой на сегодняшний день, величина Веги равна 0,03<sup>m</sup>, что на глаз неотличимо от нуля{{source-ref|Q56067954}}. В этой фотометрической системе при определении блеска звёзд применяются три светофильтра — [[ультрафиолет]]овый ({{lang-en|ultraviolet}}), синий ({{lang-en|blue}}) и видимый ({{lang-en|visible}}). Они обозначаются буквами U, B и V соответственно. Вега была одной из шести звёзд класса А0V, которые использовали при разработке этой [[Фотометрическая система|фотометрической системы]]. Звёздные величины со всеми тремя фильтрами измеряются таким образом, что для Веги и подобных ей белых звёзд они равны между собой: U = B = V{{source-ref|Q30054534}}.

Фотометрические измерения Веги в 1920-х годах показали, что её блеск не постоянен, а слегка изменяется. Изменения блеска звезды были очень малы (±0,03 величины), и поэтому из-за слишком несовершенной техники того времени астрономы долго не знали, является ли Вега переменной или постоянной звездой. Более поздние измерения, проведённые в [[1981 год]]у в [[Обсерватория им. Дэвида Данлэпа|обсерватории им. Дэвида Данлэпа]], показали такое же, как в 1930-х годах, слабое изменение блеска звезды. После попытки отнести Вегу к какому-то конкретному классу [[переменная звезда|переменных звёзд]] было высказано предположение, что Вега совершает неправильные низкоамплитудные пульсации, аналогичные пульсациям [[Дельта Щита|δ Щита]]{{source-ref|Q54149738}}.

Это одна из категорий переменных звёзд, изменения блеска которых вызвано собственными пульсациями из-за неустойчивости в недрах звезды{{source-ref|Q29032213}}. Однако переменность Веги по-прежнему спорна, поскольку другие астрономы не обнаружили никаких изменений в блеске Веги, хотя она относится к типу звёзд, где встречается переменность. Поэтому весьма вероятно, что неспособность зарегистрировать изменение блеска Веги вызваны несовершенством оборудования или систематическими ошибками в измерениях{{source-ref|Q68562988}}{{source-ref|Q68481133}}.

Вега — первая звезда, у которой был обнаружен [[пылевой диск]]. Это открытие было сделано в [[1983 год]]у с помощью Инфракрасной космической обсерватории ([[IRAS]])<ref name="dya">{{cite web
 |author       = А. И. Дьяченко.
 |url          = http://www.astronet.ru/db/msg/1197221
 |title        = Планетная система Веги
 |website      = Астронет
 |accessdate   = 2009-04-18
 |publisher    = [[Астронет]]
 |archive-date = 2011-12-17
 |archive-url  = https://web.archive.org/web/20111217135718/http://www.astronet.ru/db/msg/1197221
 |deadlink     = no
}}</ref>{{source-ref|Q56067956}}.

В 2006 году с помощью оптической интерферометрии с длинной базой была обнаружена асферичность Веги{{source-ref|Q54149871}}.

== Условия наблюдения ==
[[Файл:Magnitude time closestar diagram.svg|200px|thumb|Изменение блеска ярчайших звёзд неба с течением времени ([[Сириус]]а, [[Канопус]]а, [[Толиман]]а, [[Арктур]]а, Веги, [[Процион]]а, [[Альтаир]]а)]]
[[Файл:Summer triangle.png|thumb|300px|Знаменитый «[[Летне-осенний треугольник]]» Это наиболее заметный [[Астеризм (астрономия)|астеризм]] в Северном полушарии летом, осенью и в начале зимы{{source-ref|Q99206635}}. Вега является одной из его вершин]]
Вега — звезда [[Северное небесное полушарие|Северного полушария]] и имеет в настоящее время [[склонение (астрономия)|склонение]] +38°48'. Её можно увидеть в [[Северное полушарие|Северном]] и [[Южное полушарие|Южном]] полушариях вплоть до 51° южной широты, то есть почти в любой точке [[Земля|мира]], кроме [[Антарктида|Антарктиды]] и самого юга [[Южная Америка|Южной Америки]] (в частности, звезда никогда не восходит в городе [[Ушуая]]). Севернее 51° с. ш. Вега никогда не пересекает линию [[горизонт]]а, и по этой причине в высоких и полярных широтах Северного полушария наблюдается круглый год. Точку [[Зенит (астрономия)|зенита]] Вега проходит примерно на широте [[Афины|Афин]] и [[Лиссабон]]а{{ref+|Звезда кульминирует в зените, если её склонение равно широте места наблюдения<ref>{{книга
 |автор        = Кононович Э. В., Мороз В. И.
 |часть        =
 |заглавие     = Общий курс астрономии
 |оригинал     =
 |ссылка       =
 |издание      = 3-е изд
 |место        =
 |издательство = [[Эдиториал УРСС]]
 |год          = 2009
 |том          =
 |страницы     = 25
 |страниц      = 544
 |isbn         = 978-5-354-01183-4
}}</ref>. Склонение Веги отличается от широт Афин и Лиссабона менее чем на градус.}}. На широте [[Москва|Москвы]] Вега не заходит за [[горизонт]], однако зимой из-за низкого положения над горизонтом её наблюдение возможно только утром или вечером. На юге [[Россия|России]] (южнее 51° северной широты) Вега скрывается за горизонтом, но глубоко под него не опускается<ref>{{книга|год=2007|заглавие=Энциклопедия для детей. Астрономия|место=М.|издательство=Аванта}}</ref>.

Вега [[Кульминация (астрономия)|кульминирует]] в [[полночь|астрономическую полночь]] [[1 июля]] и в это время наступает её [[Противостояние (астрономия)|противостояние]] с Солнцем. Именно в это время создаются наилучшие условия для наблюдения Веги с [[Земля|Земли]]{{source-ref|Q42187584|volume=2}}.

С течением времени северное склонение Веги увеличится. По мере приближения звезды к [[Северный полюс мира|Северному небесному полюсу]] в результате [[прецессия|прецессии]] Земли — примерно через 12 тыс. лет — Вега станет полярной звездой Северного полушария. Такой звездой Вега была за 13 тысяч лет до н. э. и будет в 14 000 году н. э. В этот период Вега будет приближённо указывать на север, а вид неба сильно изменится, и на широтах [[Харьков]]а будут видны такие южные созвездия, как [[Южный Крест]], [[Центавр (созвездие)|Центавр]], [[Муха (созвездие)|Муха]], [[Волк (созвездие)|Волк]]. Сто тысяч лет назад самой яркой звездой неба был Канопус, а сейчас — Сириус, Вега же была и будет одной из ярчайших звёзд неба, причём в будущем её блеск возрастёт. Кроме того, в будущем увеличится блеск и Альтаира — другой яркой звезды «[[Летне-осенний треугольник|Летне-осеннего треугольника]]».{{source-ref|Q99206635}}

== Физические характеристики ==
[[Файл:Vega-spectrum.png|thumb|200px|Спектр Веги в диапазоне 3820—10 200 Å. В левой части видны интенсивные линии водорода, в правой — линии кислорода и воды земного происхождения]]
Вега относится к [[Спектральные классы|спектральному классу]] '''A0V''', то есть является белой звездой [[главная последовательность|главной последовательности]]. Основной источник энергии звезды — [[термоядерная реакция]] синтеза гелия из [[водород]]а в недрах при высокой температуре. Поскольку массивные звёзды расходуют водород быстрее, чем малые, продолжительность жизни Веги составит (по подсчётам 1979 года) один миллиард лет — в десять раз меньше, чем у Солнца{{source-ref|Q54012940}}: согласно моделям развития звёзд при 1,75&lt;M&lt;2,7; 0,2&lt;Y&lt;2,7; 0,004&lt;Z&lt;0,001 между вхождением звезды в главную звёздную последовательность и её переходом на боковую ветвь красных гигантов проходит 0,43—1,64{{e|9}} лет. Однако при массе Веги 2,2 возраст Веги меньше одного миллиарда лет.

В отличие от Солнца, основным источником энергии на Веге служит не [[Протон-протонный цикл|протон-протонная реакция]], а так называемый [[CNO-цикл]] синтеза атомов гелия из атомов водорода с помощью посредников — [[углерод]]а, [[азот]]а и [[кислород]]а. Для этого необходима температура в 16 миллионов [[кельвин]]<ref>{{cite web
 |publisher   = Dept. Physics & Astronomy University of Tennessee
 |title       = Competition between the P-P Chain and the CNO Cycle
 |url         = http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/energy/cno-pp.html
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64wszdVje?url=http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/energy/cno-pp.html
 |archivedate = 2012-01-25
}}</ref> — выше температуры в недрах [[Солнце|Солнца]]. Этот способ является более эффективным, чем протон-протонная реакция. Цикл очень чувствителен к [[температура|температуре]], отвод тепла от центра звезды осуществляется не излучением, а [[конвекция|конвекцией]]<ref name="surdin">{{книга
|заглавие      = Астрономия: век XXI
|ответственный = Ред.-сост. [[Сурдин, Владимир Георгиевич|В. Г. Сурдин]]
|место         = Фрязино
|издательство  = Век 2
|год           = 2008
|издание       = 2-е изд
|страницы      = 134—135
|isbn          = 978-5-85099-181-4
}}</ref>. Поэтому в Веге [[зона лучистого переноса]] располагается над [[конвективная зона|конвективной]], в то время как в Солнце — наоборот{{source-ref|Q54149750}}<ref>{{книга
|год=2002
|заглавие=Theoretical Astrophysics
|издательство=[[Издательство Кембриджского университета|Cambridge University Press]]
|isbn=0521562414
|автор=Thanu Padmanabhan.
}}</ref><ref>{{cite web
 |year        = 2007
 |author      = Cheng, Kwong-Sang; Chau, Hoi-Fung; Lee, Kai-Ming.
 |url         = http://www.physics.hku.hk/~nature/CD/regular_e/lectures/chap14.html|deadlink=yes
 |title       = Chapter 14: Birth of Stars
 |website = Nature of the Universe
 |publisher   = Hong Kong Space Museum
 |accessdate  = 2008-02-21
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64wt05dza?url=http://www.physics.hku.hk/~nature/CD/regular_e/lectures/chap14.html
 |archivedate = 2012-01-25
}}</ref>.

Энергетический поток от Веги был точно измерен различными способами и используется как эталон. Так, при длине волны 548 нм плотность потока составляет 3650 [[Янский (единица измерения)|Ян]] при допустимой погрешности 2 %{{source-ref|Q56067957}}. Вега имеет относительно плоский электромагнитный спектр в видимой области спектра, 350—800 нанометров, где плотность потока составляет 2000—4000 Ян<ref>{{cite web
 |author      = Walsh, J.
 |date        = 2002-03-06
 |url         = https://www.eso.org/observing/standards/spectra/hr7001.html
 |title       = Alpha Lyrae (HR7001)
 |website = Optical and UV Spectrophotometric Standard Stars
 |publisher   = ESO
 |deadlink    = yes
 |archiveurl  = https://web.archive.org/web/19980704234153/http://www.eso.org/observing/standards/spectra/hr7001.html
 |archivedate = 1998-07-04
}}</ref>. В инфракрасной части спектра плотность потока мала и равна около 100 Ян при длине волны в 5 [[микрометр]]ов<ref>{{cite web
 |author      = McMahon, Richard G.
 |date        = 2005-11-23
 |url         = http://www.ast.cam.ac.uk/~rgm/magnitudes/vega_hl75.dat
 |format      = Text
 |title       = Notes on Vega and magnitudes
 |publisher   = University of Cambridge
 |accessdate  = 2008-02-21
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64wt1Sv6V?url=http://www.ast.cam.ac.uk/~rgm/magnitudes/vega_hl75.dat
 |archivedate = 2012-01-25
}}</ref>. В спектре звезды доминируют линии поглощения [[водород]]а{{source-ref|Q56067957}}. Линии других элементов относительно слабы; из них сильнейшими являются линии ионизированного [[магний|магния]], [[железо|железа]] и [[хром]]а{{source-ref|Q56067958}}.

Вега стала первой одиночной звездой [[Главная последовательность|главной последовательности]] (не считая Солнца), у которой было обнаружено [[рентгеновское излучение]] (в 1979 году){{sfn |Понятов|2021|с=48}}. Излучение Веги в рентгеновском диапазоне незначительно, что свидетельствует о том, что [[солнечная корона|корона]] у Веги вообще отсутствует или же очень слабая<ref>{{статья
|заглавие=Coronae on solar-like stars
|том=318
|страницы=215—230
|ссылка=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1997A%26A...318..215S
|accessdate=2008-02-23
|автор=Schmitt, J. H. M. M.
|год=1999
|язык=en
|издание=[[Astronomy and Astrophysics]]
|издательство=[[EDP Sciences]]
|archivedate=2016-06-01
|archiveurl=https://web.archive.org/web/20160601231902/http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1997A&A...318..215S
}}</ref>.

=== Эволюция звезды ===
Вега образовалась 455±13 миллионов лет назад{{source-ref|Q54149776}}. Она значительно старше [[Сириус]]а, возраст которого оценивается в 240 миллионов лет. Учитывая достаточно высокую светимость Веги (по сравнению с [[Солнце]]м), исследователи предполагают, что продолжительность жизни Веги составит на стадии [[главная последовательность|главной последовательности]] примерно 1 миллиард лет, после чего она станет [[субгигант]]ом и, наконец, [[красный гигант|красным гигантом]]. Последней стадией эволюции Веги станет сброс её оболочек и превращение в [[белый карлик]]. [[Сверхновая|Сверхновой]] Вега стать не сможет — для этого ей не хватит массы, которая должна составлять минимум 5 масс Солнца. В теперешнем виде Вега просуществует ещё примерно 500 миллионов лет, пока у неё не закончится [[водород|водородное топливо]]. Другими словами, Вега находится, как и [[Солнце]], в середине своей жизни{{source-ref|Q54149738}}{{source-ref|Q99206635}}.

=== Вращение ===
[[Файл:Vega-Sun.png|thumb|300px|Сравнение размеров Веги с [[Солнце]]м. Вега не только больше Солнца, но и ярче, и массивнее. Обратите внимание на приплюснутость Веги]]
По [[интерферометр]]ическим данным радиус Веги оценён в 2,73 ± 0,01 радиуса [[Солнце|Солнца]], что на 60 % больше радиуса [[Сириус]]а. В то время как по теоретическим расчётам{{уточнить}} он должен лишь на 12 % превышать радиус Сириуса.

Было предположено, что такая аномалия может быть вызвана большой скоростью вращения [[звезда|звезды]] вокруг своей оси. Вега, в отличие от большинства звёзд, имеет не форму [[сфера|шара]], а форму [[эллипсоид вращения|эллипсоида вращения]], и в настоящее время видима с [[Земля|Земли]] почти со стороны полюса. Телескоп [[CHARA (интерферометр)|CHARA]] подтвердил это предположение{{source-ref|Q54149871}}.

Вега видна с Земли практически со стороны [[Географический полюс|полюса]] — угол между осью вращения и лучом зрения составляет около 5 [[Угловой градус|градусов]]{{source-ref|Q54149776}}. Скорость вращения звезды на экваторе была определена в пределах от {{s|175±33}} до {{s|274±14 км/с}}. Для 2010 года она составляет {{s|236±4 км/с}}, или 88 % [[первая космическая скорость|первой космической]] (такой, при которой Вега разрушилась бы от центробежных сил){{source-ref|Q54149776}}. Период вращения звезды вокруг своей оси равен 17,6±0,2 [[час]]а{{source-ref|Q57576339}}.

Такое быстрое вращение Веги придаёт ей эллипсоидную форму: её экваториальный диаметр на 1/5 больше полярного. Полярный радиус равен 2,36 ± 0,01 радиуса Солнца, в то время как экваториальный — 2,82 ± 0,01 радиуса Солнца{{source-ref|Q54149776}}.

[[Ускорение свободного падения]] на Веге также в значительной мере зависит от [[широта|широты]], поэтому температура поверхности на Веге сильно отличается. По [[теорема фон Цейпеля|теореме фон Цейпеля]] светимость звёзд в районе полюсов выше, что отражается в разнице температур между полюсами и экватором. В районе полюса она равна 9695 ± 20 К, в то время как вблизи экватора — на 2400 К меньше{{source-ref|Q28306980}}.

Если бы мы могли видеть Вегу со стороны экватора, то её яркость показалась бы нам вдвое слабее{{source-ref|Q29040062}}<ref>Проекция звезды со стороны полюсов — круг, со стороны экватора — эллипс. Поперечное сечение эллипса составляет только около 81 % поперечного сечения в районе полюсов, поэтому экваториальная область получает меньше энергии. Любая дополнительная светимость объясняется распределением температур. По [[закон Стефана — Больцмана|закону Стефана — Больцмана]], поток энергии от экватора Веги будет приблизительно на 33 % больше, чем от полюса:
: <math>\begin{smallmatrix}\left( \frac{T_{eq}}{T_{pole}} \right)^4 = \left( \frac{7600}{10 000} \right)^4 = 0,33\end{smallmatrix}</math>
</ref>.

Температурная разница может также указывать на наличие [[конвекция|конвективной]] зоны вокруг экватора.{{source-ref|Q54149871}}

Если бы Вега была медленно вращающейся, сферически симметричной звездой, то её яркость была бы эквивалентна 57 светимостям Солнца. Эта яркость значительно больше светимости типичной звезды, имеющей такую массу. Таким образом, обнаружение вращения Веги позволило устранить данное противоречие, и полная болометрическая светимость Веги превышает солнечную лишь в 37 раз{{source-ref|Q54149871}}.

Вега длительное время использовалась как эталонная звезда для калибровки телескопов. Знания о скорости вращения Веги и знание того угла, под которым мы её видим, помогли при настраивании интерферометров относительно этой звезды, и теперь диаметр звезды измерен точно{{source-ref|Q34653888}}.

=== Металличность ===
Понятие «[[металличность]]» в описании [[Звезда|звезды]] означает содержание в ней элементов тяжелее гелия, так как все элементы, тяжелее гелия, в [[астрономия|астрономии]] называются металлами.

В фотосфере Веги мало таких элементов — всего 32 % от аналогичного солнечного показателя. Для сравнения, в фотосфере [[Сириус]]а содержится втрое больше металлов, чем в Солнце. [[Солнце]] же содержит множество элементов тяжелее [[гелий|гелия]]. Их содержание оценивается в 0,0172 ± 0,002 от общей массы{{source-ref|Q56067962}} (то есть Солнце примерно на 1,72 процента состоит из тяжёлых элементов). Вега же состоит из тяжёлых элементов всего на 0,54 %.

Необычно низкая металличность Веги позволяет отнести её к [[Звёзды типа Лямбда Волопаса|звёздам типа λ Волопаса]]{{source-ref|Q68611794|pages=144}}{{source-ref|Q54149981}}.

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

Возможно, это обусловлено потерей массы звезды. Однако такой процесс начинается лишь в конце жизни звезды, когда у неё заканчивается водородное топливо. Другой возможной причиной может быть формирование Веги из газопылевого облака с необычно низким содержанием металлов{{source-ref|Q56067963}}.

Наблюдаемое соотношение гелия к водороду у Веги примерно на 40 % меньше, чем у Солнца. Это может быть вызвано исчезновением конвективной зоны гелия вблизи поверхности. Энергия из недр звезды передаётся вместо конвекции с помощью электромагнитного излучения, что может быть причиной аномалий. Ещё одной из причин таких аномалий может быть [[диффузия]]{{source-ref|Q56067964}}.

=== Движение в пространстве ===
[[Радиальная скорость]] Веги — составляющая движения звезды вдоль луча зрения наблюдателя.

Для звёзд и [[галактика|галактик]] одной из важнейших характеристик является смещение [[спектральная линия|линий]] в их [[спектр]]е. Если линии смещены в красную сторону спектра ([[красное смещение]]), то эта звезда или галактика удаляется от наблюдателя, и чем больше смещение, тем больше скорость удаления. Для звёзд это смещение невелико, но другого способа определить скорость их движения относительно Земли нет. Точные измерения красного смещения Веги дали результат в −13,9 ± 0,9 км/с.{{source-ref|Q68481494}} Знак минус указывает на движение звезды к Земле.

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

Тщательные измерения положения звезды позволили измерить собственное движение Веги. Собственное движение Веги за год составляет 202,03 ± 0,63 миллисекунды дуги по [[прямое восхождение|прямому восхождению]] и 287,47 ± 0,54 миллисекунды дуги по [[склонение (астрономия)|склонению]]{{source-ref|Q66310660}}.

Полное собственное движение Веги равно 327,78 миллисекунды дуги в год. За 11 тыс. лет Вега перемещается приблизительно на [[Угловой градус|градус]] по [[небесная сфера|небесной сфере]]<ref>{{cite web
 |author      = Majewski, Steven R.
 |year        = 2006
 |url         = http://www.astro.virginia.edu/class/majewski/astr551/lectures/VELOCITIES/velocities.html
 |title       = Stellar Motions
 |publisher   = University of Virginia
 |accessdate  = 2008-02-22
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64wt1u3UR?url=http://www.astro.virginia.edu/class/majewski/astr551/lectures/VELOCITIES/velocities.html
 |archivedate = 2012-01-25
}} — Собственное движение Веги определяется по формуле:
: <math>\begin{smallmatrix}\mu = \sqrt{ {\mu_\delta}^2 + {\mu_\alpha}^2 \cdot \cos^2 \delta }\ =\ 327,78 \end{smallmatrix}</math> миллисекунд дуги в год.
где <math>\mu_\alpha</math> и <math>\mu_\delta</math> составляющие собственного движения в прямом восхождении и, соответственно, склонении, и <math>\delta</math> — склонение.</ref>.

Относительно соседних звёзд скорость Веги такова: по координате U = −16,1 ± 0,3 км/с, по координате V = −6,3 ± 0,8 км/с, и по координате W = −7,7 ± 0,3 км/с{{source-ref|Q68935341}}. Полная скорость Веги равна 19 километрам в секунду<ref>Полная скорость определяется следующей формулой:
: <math>\begin{smallmatrix}v_{\text{sp}} = \sqrt{16,1^2 + 6,3^2 + 7,7^2} = 19 \end{smallmatrix}</math> км/с.
</ref>, что примерно соответствует скорости движения [[Солнце|Солнца]] относительно соседних звёзд.

Хотя в данный момент Вега всего лишь пятая по яркости звезда неба, с течением времени её блеск будет медленно расти из-за приближения к Солнечной системе. Примерно через 210 тысяч лет Вега станет самой яркой звездой неба. Ещё через 70 тысяч лет её блеск достигнет максимума в −0,81<sup>m</sup>, и Вега будет ярчайшей звездой на протяжении 270 тысяч лет{{source-ref|Q99208755}}.

Исследуя другие звёзды, похожие по возрасту и свойствам на Вегу, а также движущиеся сходным с Вегой образом, астрономы причислили Вегу к так называемой [[Движущаяся группа звёзд Кастора|группе]] [[Кастор (звезда)|Кастора]]. Эта небольшая группа включает около 16 звёзд, очень похожих на Вегу. К ней относятся следующие объекты: [[Альфа Весов|α Весов]], [[Альдерамин|α Цефея]], Кастор, [[Фомальгаут]] и Вега. Все эти звёзды в пространстве движутся почти параллельно друг другу и с одинаковой скоростью. Когда-то все эти звёзды сформировались в одном месте и в одно время, но затем стали гравитационно независимыми, но как и в случае с [[Сириус]]ом, астрономы нашли свидетельства существования в прошлом данной группы{{source-ref|Q99208908}}.

По подсчётам учёных, группа образовалась примерно 100—300 миллионов лет назад, и звёзды этой группы движутся примерно с одинаковой скоростью — около 16,5 километра в секунду{{source-ref|Q68935341}}<ref>U = −10,7 ± 3,5, V = −8,0 ± 2,4, W = −9,7 ± 3,0 км/с. Полная скорость определяется следующей формулой:
: <math>\begin{smallmatrix}v_{\text{sp}} = \sqrt{10,7^2 + 8,0^2 + 9,7^2} = 16,5 \end{smallmatrix}</math> км/с.
</ref>.

== Планетарная система ==

=== Избыток инфракрасного излучения ===
Одним из первых серьёзных достижений в работе Инфракрасной астрономический [[обсерватория|обсерватории]] ([[IRAS]]) была регистрация значительного превышения [[Избыток инфракрасного излучения|потока инфракрасного излучения]] от Веги по сравнению с ожидаемым. Повышенная интенсивность излучения была обнаружена на длинах волн в 25, 60 и 100 [[микрометр]]ов, и эти волны исходили из пространства, имеющего угловой радиус в десять угловых секунд, что соответствует источнику излучения диаметром 80 [[астрономическая единица|а. е.]] Было предложено, что источником излучения являются мелкие частички, вращающиеся вокруг Веги, с диаметром не меньше одного [[миллиметр]]а и температурой около 85 [[Кельвин|К]]{{source-ref|Q99391423|pages=322}}. Частички же более мелкого диаметра будут выдуваться из системы [[Световое давление|световым давлением]] или упадут на звезду в результате [[Эффект Пойнтинга — Робертсона|эффекта Пойнтинга — Робертсона]]{{source-ref|Q56067965}}. Этот эффект связан с тем, что переизлучаемые частицами пыли тепловые фотоны анизотропны в системе отсчёта, неподвижной относительно звезды, и поэтому преобладает переизлучение в направлении движения пылинки. В результате пылинка теряет [[момент импульса]] и по спирали падает на звезду, а, достаточно приблизившись к ней, испаряется. Этот эффект тем более существенен, чем ближе находится пылинка к звезде<ref name="dya"/>.

Более поздние измерения потока [[свет|электромагнитного излучения]] от Веги с длиной волны в 193 микрометра показали, что он слабее, чем ожидалось. Это означало, что размер пылевых частиц составляет 100 микрометров или меньше. Построенная на основе этих наблюдений модель предполагала, что мы наблюдаем окружающий звезду пылевой диск радиусом 120 а. е. почти сверху, так как смотрим на Вегу практически с полюса. Кроме того, в центре этого диска находится дыра радиусом почти в 80 астрономических единиц. В центре этой дыры расположена Вега{{source-ref|Q56067966}}.

После обнаружения аномального излучения Веги были открыты и другие подобные звёзды. На 2002 год зарегистрировано порядка 400 «Вега-подобных» звёзд{{source-ref|Q54149761}}, среди которых [[Денебола]], [[Бета Живописца]], [[Фомальгаут]], [[Эпсилон Эридана]] и др.{{source-ref|Q68560418}} Высказано предположение, что эти звёзды могут стать ключом к разгадке происхождения [[Солнечная система|Солнечной системы]]{{source-ref|Q54149761}}.

=== Пылевой диск ===
[[Файл:Massive_Smash-Up_at_Vega.jpg|thumb|300px|Столкновение двух массивных небесных тел недалеко от Веги в представлении художника. Подобные столкновения могли вызвать образование вокруг Веги пылевого диска]]
В [[2005 год]]у космическим телескопом «[[Спитцер (космический телескоп)|Спитцер]]» были получены изображения Веги, а также окружающей звезду пыли в инфракрасном спектре, так как пыль свободно пропускает инфракрасное излучение. Было видно, что разные части пылевого диска — источники излучения разной длины волны. На длине волны 24 микрометра диск имеет размер в 43 угловые секунды, что соответствует расстоянию от Веги 330 а. е., на 70 микрометрах — 70 угловых секунд (543 а. е.), а на 160 микрометрах — 105 угловых секунд (815 а. е.). Эти широкие и далёкие от звезды части состояли из мелких частиц размером от 1 до 50 микрометров в диаметре. Расстояние внутренней границы пыли от звезды оценивается в 71—102 а. е. или 11±2 угловых секунды. Такая чёткая граница диска возникла потому, что Вега своим излучением [[Давление света|отталкивает]] частицы пыли, одновременно удерживая пылевой диск за счёт притяжения, из-за чего он относительно стабилен{{source-ref|Q53953278}}.

Общая масса пыли диска составляет 0,003 массы Земли, что эквивалентно объекту радиусом порядка 1000 км. Предполагается, что разрушение и превращение в пыль тела такой массы в результате столкновения маловероятно. Более вероятным представляется её образование при столкновении объектов меньшей массы, которые запустили каскад дробления, сталкиваясь с другими аналогичными объектами{{source-ref|Q53953278}}.

Время существования без подпитки новым материалом подобных пылевых структур — не более 10 млн лет. Если не происходит новых столкновений, они постепенно прекращают своё существование{{source-ref|Q53953278}}.

Наблюдения инфракрасного телескопа CHARA ([[обсерватория Маунт-Вильсон]]) в 2006 году подтвердили наличие второго пылевого диска вокруг Веги примерно на расстоянии 8 а. е. от звезды (около 1 млрд км). Эта пыль аналогична солнечному [[главный пояс астероидов|поясу астероидов]], или же является результатом интенсивных столкновений между кометами или метеоритами, но может быть и формирующейся планетой{{source-ref|Q56067969}}. Возможно, пыль из этого диска служит причиной предполагаемой переменности Веги<ref>{{cite web
 |author      = Girault-Rime, Marion.
 |date        = Summer 2006
 |url         = http://www2.cnrs.fr/en/578.htm
 |title       = Vega’s Stardust
 |publisher   = CNRS International Magazine
 |accessdate  = 2008-02-21
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64wt2K1Ki?url=http://www2.cnrs.fr/en/578.htm
 |archivedate = 2012-01-25
}}</ref>.

=== Возможная планетная система ===
[[Файл:Vega's dust cloud.jpg|thumb|200px|Пылевой диск Веги в искусственных цветах. Видна открытая асимметрия. Положение звезды отмечено «∗», «+» указывает положение гипотетической планеты]]
Наблюдения, проведённые на [[Телескоп Джеймса Кларка Максвелла|телескопе Джеймса Кларка Максвелла]] в [[1997 год]]у, выявили вокруг Веги так называемый «продолговатый яркий центральный регион», который располагался на расстоянии 9 угловых секунд (70 а. е.) от Веги по направлению к северо-востоку. Было предположено, что это либо возмущения диска гипотетической [[экзопланета|экзопланетой]], либо на орбите вокруг Веги находился какой-то небесный объект, целиком окружённый пылью. Однако изображения, полученные с [[Обсерватория Кек|телескопа «Кек»]] на [[Гавайские острова|Гавайях]], привели учёных к выводу, что речь идёт об очень крупном облаке пыли и газа, которое располагается вокруг Веги, и что это, очевидно, протопланетный диск, а масса объекта, который из него формируется — 12 масс [[Юпитер (планета)|Юпитера]], что соответствует лёгкому [[Коричневый карлик|коричневому карлику]] либо [[Субкоричневый карлик|субкоричневому карлику]]. К выводу, что планеты Веги находятся в процессе формирования, пришли и астрономы из [[Калифорнийский университет в Лос-Анджелесе|Калифорнийского университета в Лос-Анджелесе]] (UCLA){{source-ref|Q54152711}}<ref>{{cite web
 |author      = Staff.
 |date        = 1998-04-21
 |title       = Astronomers discover possible new Solar Systems in formation around the nearby stars Vega and Fomalhaut
 |publisher   = Joint Astronomy Centre
 |url         = http://outreach.jach.hawaii.edu/pressroom/1998_vega/|deadlink=yes
 |accessdate  = 2008-02-21
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64wt2xj9i?url=http://outreach.jach.hawaii.edu/pressroom/1998_vega/
 |archivedate = 2012-01-25
}}</ref>.

В 2003 году было выдвинуто другое похожее предложение о наличии вокруг Веги планеты (возможно, нескольких планет) с массой [[Нептун]]а, которые мигрировали с расстояния 40 а. е. от звезды до 65 а. е. примерно 50 млн лет назад{{source-ref|Q53953281}}. Используя [[коронограф]] телескопа «[[Субару (телескоп)|Субару]]» на [[Гавайские острова|Гавайских островах]] в [[2005 год]]у, астрономы сумели ограничить верхний предел массы планет Веги 5—10 массами Юпитера. К тому же астрономы предположили, что кроме этих гипотетических планет-гигантов в системе Веги могут существовать и [[планеты земной группы]]. Весьма вероятно, что угол наклона орбит планет Веги, скорее всего, будет тесно связан с экваториальной плоскостью звезды<ref>{{cite web
 |date        = 2003-12-01
 |author      = Gilchrist, E.; Wyatt, M.; Holland, W.; Maddock, J.; Price, D. P.
 |title       = New evidence for Solar-like planetary system around nearby star
 |publisher   = Royal Observatory, Edinburgh
 |url         = https://www.roe.ac.uk/roe/support/pr/pressreleases/vega.html |deadlink = yes |accessdate  = 2008-02-21
 |archiveurl  = https://www.webcitation.org/64wt3t0rD?url=https://www.roe.ac.uk/roe/support/pr/pressreleases/vega.html
 |archivedate = 2012-01-25
}}</ref>{{source-ref|Q56067974}}.

После десяти лет наблюдений Веги методом лучевых скоростей астрономы предположили, что у неё, возможно, есть спутник [[Вега b]] с минимальной массой не менее 20 масс Земли. Согласно этой теории, один оборот вокруг Веги планета делает за 2,43 дня (при этом сама Вега вращается вокруг своей оси за 16 часов). Температура на поверхности планеты может достигать 3000 °C (5390 градусов по Фаренгейту<ref>[https://www.sciencedaily.com/releases/2021/03/210308112003.htm A giant, sizzling planet may be orbiting the star Vega] {{Wayback|url=https://www.sciencedaily.com/releases/2021/03/210308112003.htm |date=20210309025113 }}, March 8, 2021</ref>)<ref name="Hurt2021">''Spencer A. Hurt'' et al. [https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-3881/abdec8 A Decade of Radial-velocity Monitoring of Vega and New Limits on the Presence of Planets] {{Wayback|url=https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-3881/abdec8 |date=20220216192846 }}, 2021 March 2. The Astronomical Journal, Volume 161, Number 4 ([https://arxiv.org/abs/2101.08801 arXiv] {{Wayback|url=https://arxiv.org/abs/2101.08801 |date=20210311050938 }})</ref>.

Однако при изучении системы [[Джеймс Уэбб (телескоп)|телескопом «Джеймс Уэбб»]] признаки существования крупных планет не обнаружены<ref>{{Cite web|url=https://3dnews.ru/1113445/sistema-vegi-okazalas-planetarnoy-pustiney|title=Система Веги оказалась планетарной пустыней|lang=ru|website=3DNews - Daily Digital Digest|access-date=2024-11-04}}</ref>. Небольшой зазор в пылевом диске на расстоянии около 60 а. е. от звезды присутствует, но он не может быть образован планетой крупнее Нептуна<ref>{{Cite web|url=https://www.eurekalert.org/news-releases/1063481|title=NASA’s Hubble, Webb probe surprisingly smooth disk around Vega|lang=en|website=EurekAlert!|date=2024-11-01|access-date=2024-11-04|archive-date=2024-11-06|archive-url=https://web.archive.org/web/20241106180315/https://www.eurekalert.org/news-releases/1063481|url-status=live}}</ref>.

== Ближайшее окружение звезды ==
Следующие звёздные системы находятся на расстоянии в пределах 10 [[Световой год|световых лет]] от Веги:
{| class="standard" style="text-align:center"
|bgcolor="#FFCC00"| [[Звезда]]
|bgcolor="#FFCC00"| [[Спектральный класс]]
|bgcolor="#FFCC00"| [[Световой год|Расстояние, св. лет]]
|-
|[[G 184-19]] ||M4,5 V / M4,5 V ||6,2
|-
|[[Мю Геркулеса|μ Геркулеса]] ||G5 IV / M3V / M4 ||7,3
|-
|[[G 203-47]] ||M3,5 V ||7,4
|-
|[[BD+43 2796]] ||M3,5 V ||7,8
|-
|[[BD+45 2505]] ||M3 V / M3,5 V ||8,2
|-
|[[AC+20 1463-148 A]] ||M2 V—VI ||9,3
|-
|[[AC+20 1463-148 B]] ||M2 V—VI ||9,7
|}

С точки зрения наблюдателя, ведущего наблюдения с любой из гипотетических планет Веги, Солнце будет находиться в созвездии [[Голубь (созвездие)|Голубя]], и иметь видимую звёздную величину 4,3<sup>m</sup>. Невооружённым глазом звезду такого блеска на гипотетической планете можно было бы увидеть в ясную, хорошую звёздную ночь, и для этого исключительная [[зрение|зоркость]] не требуется{{source-ref|Q99206635}}.
[[Файл:Bolla_locale_schema_scala_25_a-l.jpg|thumb|left|Структура [[Местный пузырь|Местного пузыря]]. Показано положение Веги, Солнца и других звёзд. Изображение ориентировано так, что звёзды, ближайшие к центру Галактики, находятся на его вершине]]

== Вега в мифах народов мира ==
Являясь одной из самых ярких звёзд на небесном своде, Вега издавна привлекала внимание древних народов, которые наделяли её мифологическими свойствами. Ещё [[ассирийцы]] называли Вегу «Даян-сейм», что в переводе на русский язык означает «судья неба». [[Аккадский язык|Аккадцы]] дали звезде имя «Тир-анна», или «жизнь небес». [[Вавилон]]ский [[Дильган]] («посланник света») мог быть связан с Вегой{{source-ref|Q42187584|volume=2}}. [[Древняя Греция|Древние греки]] считали находящийся рядом с Вегой ромбик из четырёх звёзд [[Лира (музыкальный инструмент)|лирой]], созданной [[Гермес]]ом и впоследствии переданной [[Аполлон]]ом музыканту [[Орфей|Орфею]]; это название созвездия распространено и сегодня<ref>{{книга|автор=Ян Ридпат.|заглавие=Звёзды и планеты|место=М.|издательство=Астрель|год=2004|страницы=178|isbn=0-271-10012-X}}</ref>.
[[Файл:Carved Box with Figure Design.jpg|thumb|300px|Изображение [[Ню-лан]]а (Альтаира) с детьми и [[Чжи-нюй]] (Веги); эпоха [[Цин]]]]
В [[китайская мифология|китайской мифологии]] описана любовная история [[Ци Си]] ({{Китайский||七夕|qī xī}}), в которой [[Ню-лан]] (звезда [[Альтаир]]), Пастух, и его двое детей (β и γ [[Орёл (созвездие)|Орла]]) навеки разлучены с родной матерью, небесной ткачихой [[Чжи-нюй]] (Вегой), которая находится на другой стороне [[река|реки]] — [[Млечный Путь|Млечного Пути]]<ref>{{книга
 | автор=Liming Wei; Yue, L.; Lang Tao, L.
 | год=2005
 | заглавие=Chinese Festivals
 | ссылка=https://archive.org/details/chinesefestivals0000weil_g9q7
 | издательство=Chinese Intercontinental Press
 | isbn=7-5085-0836-X
}}</ref>. Японский фестиваль [[Танабата]] также основан на этой легенде<ref>{{книга
 | автор=John Robert Kippax.
 | год=1919
 | заглавие=The Call of the Stars: A Popular Introduction to a Knowledge of the Starry Skies with their Romance and Legend
 | ссылка=https://archive.org/details/callstarsapopul01kippgoog
 | издательство=G. P. Putnam’s Sons
}}</ref>. Древние [[Ингуши|ингушские]] мифы объясняют происхождение Веги, [[Денеб]]а и Альтаира, составляющие на небе треугольник, легендой о дочери бога грома и молнии Села, девушкой необычайной красоты, вышедшей замуж за небожителя. Согласно этой легенде, она подготовила из теста треугольный хлеб и сунула его в золу с угольками, чтобы он испёкся. Пока она ходила за соломой, два угла хлеба сгорели, уцелел лишь один. И теперь на небе видны три звезды, из которых одна (Вега) намного ярче двух других<ref>{{книга
|автор=Е. М. Мелетинский.
|заглавие=Мифология
|издание=Изд. 4-е, перепечатанное
|издательство=Большая российская энциклопедия
|год=1998
|страницы=492
}}</ref>. В [[зороастризм]]е Вега иногда ассоциируется с [[Ванант]]ом, маленьким [[божество]]м, чьё имя означает «завоеватель»<ref>{{книга
 | автор=Mary Boyce.
 | год=1996
 | заглавие=A History of Zoroastrianism
 |volume=1: The Early Period
 | издательство=E. J. Brill
 | место=N. Y.
 | isbn=9004088474
}}</ref>.

В [[Римская империя|Римской империи]] момент, когда Вега пересекала линию горизонта перед восходом Солнца, считался началом [[осень|осени]]{{source-ref|Q17484340|pages=284—285|url=https://archive.org/details/starnamesandthe00allegoog/page/n312/}}.

Средневековые [[астрология|астрологи]] считали Вегу одной из 15 избранных звёзд, влияние которых на человечество было наиболее велико<ref>{{книга
| автор=Tyson, Donald; Freake, James.
| год=1993
| заглавие=Three Books of Occult Philosophy
| издательство=Llewellyn Worldwide
| isbn=0-87-542832-0
}}</ref>. [[Корнелиус, Генрих|Генрих Корнелиус Агриппа]] для обозначения Веги использовал [[каббала|каббалистический]] символ [[Файл:Agrippa1531 Vulturcadens.png]] с подписью {{lang-la|Vultur cadens}}, дословным переводом арабского названия<ref>{{книга
 | автор=Heinrich Cornelius Agrippa.
 | год=1533
 | заглавие=De Occulta Philosophia
}}</ref>. Звезду олицетворяли камень [[хризолит]] и растение [[чабер]]. Помимо имени «Вега», различные астрологи Средневековья называли эту звезду «Вагни», «Вагниехом» и «Векой»{{source-ref|Q42187584|volume=2}}.

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

== В популярной культуре ==
В сериале «[[Марс (телесериал)|Марс]]» второй космический корабль для путешествия на [[Марс|Красную планету]] носит имя «Вега».

В романе Карла Сагана «Контакт» и его [[Контакт (фильм)|экранизации]] 1997 года (режиссер [[Земекис, Роберт|Роберт Земекис]], в главной роли [[Фостер, Джоди|Джоди Фостер]]) астроном Элеонора Эроуэй получает зашифрованный сигнал от некой цивилизации вблизи Веги. После чего строится машина,способная перенести через гиперпространственный канал капсулу с пассажиром к Веге и другим звёздам.

== См. также ==
* [[Список самых ярких звёзд]]
* [[Исторически ярчайшие звёзды]]

== Примечания ==
{{примечания}}

== Ссылки ==
{{Родственные проекты}}
* {{статья|автор=Понятов, Алексей |заглавие=Эталонная. Главная струна небесной лиры
  |издание=[[Наука и жизнь]] |год=2021 |номер=10 |страницы=42—53 |ref=Понятов}}
* {{cite web
 |author      = Попов С. Б.
|date        = 2006-03-22
|url         = http://www.astronet.ru/db/msg/1212529
|title       = Вега крутится волчком
|website = Астронет
|accessdate  = 2009-04-29
|publisher= [[Астронет]]
}}
* {{cite web
 |author      = Gay Yee Hill; Dolores Beasley.
 |date        = 2005-01-10
 |title       = Spitzer Sees Dusty Aftermath of Pluto-Sized Collision
 |lang        = en
 |publisher   = NASA
 |website = Spitzer Space Telescope
 |url         = http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2005-01/release.shtml
 |accessdate  = 
 |deadlink    = yes
 |archiveurl  = https://web.archive.org/web/20050111134058/http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2005-01/release.shtml
 |archivedate = 2005-01-11
}}
* {{cite web|url=http://www.vega.org.uk/video/subseries/16|title=Astrophysical Chemistry Video Lectures by Harry Kroto|publisher=Vega Science Trust|lang=en|archiveurl=https://www.webcitation.org/64wtAH1aW?url=http://www.vega.org.uk/video/subseries/16|archivedate=2012-01-25}}

{{Внешние ссылки}}
{{Звёзды созвездия Лиры}}

{{Хорошая статья|Астрономия}}

[[Категория:Звёзды созвездия Лиры]]
[[Категория:Лира (созвездие)]]
[[Категория:Движущаяся группа звёзд Кастора]]
[[Категория:Переменные типа δ Щита]]
[[Категория:Звёзды типа Лямбды Волопаса]]
[[Категория:Околозвёздные диски]]
[[Категория:Белые звёзды главной последовательности]]
[[Категория:Звёзды A-класса]]