Vega

Stebėjimo istorija

1850 metų liepos mėnesį Vega tapo antrąja nufotografuota žvaigžde (po Saulės). Nuotraukos autoriai William Bond ir John Adams Whipple fotografavo iš Harvardo Kolegijos Observatorijos (angl. Harvard College Observatory) dagerotipijos būdu. 1872 metų lapkritį Henry Draper tapo pirmuoju, nufotografavusiu žvaigždės spektrą; taip pat jis buvo pirmasis, atradęs Fraunhoferio linijas kitose žvaigždėse.  Panašios linijos jau prieš tai buvo atrastos Saulės spektre.  1879 metais William Huggins, palyginęs Vegos ir kitos panašios žvaigždės spektro nuotraukas, atrado 12 ryškių Fraunhoferio linijų – tai buvo įprasta šiai žvaigždžių kategorijai. Po kiek laiko buvo nustatyta, kad tai – vandenilio spektro linijų grupė. 
Atstumą iki Vegos galima rasti išmatavus paralaksą, kuris atsiranda dėl Žemės judėjimo savo orbita aplink Saulę. Frydrichas Georgas Vilhelmas Struvė buvo pirmasis žmogus nustatęs Vegos paralaksą – 0,125″. Net dabar mokslininkus stebina, kaip arti tiesos buvo Struvė. Tikslus skaičius – 0,129″.  Vis dėlto Frydrichas Vilhelmas Beselis 1838 metais matuodamas Beselio žvaigždės paralaksą suabejojo Struvės pateikta verte, todėl Struvė pakeitė Vegos paralaksą, beveik du kartus jį padidindamas (iki 0.314″). Tai vertė abejoti Struvės rezultatų patikimumu, todėl astronomai (tarp jų ir pats Struvė) pirmosios žvaigždės paralakso nustatymo laurus priskyrė Beseliui.
Žvaigždės šviesumas apibrėžiamas naudojant Pogsono standartizuotą, logaritminę skalę. Kiekvienai žvaigždei priskiriamas skaičius, nusakantis jos regimąjį ryškį. Silpnesnėms žvaigždėms priskiriamas didesnis regimojo ryškio skaičius, o tokioms ryškioms žvaigždėms kaip Sirijus priskiriamas mažesnis regimasis ryškis, šiuo atveju, −1.47. Vegos regimasis ryškis buvo laikomas etalonu – (0.00). Tikslėjant matavimo metodikai Vegos regimasis ryškis truputį pakito, todėl dabar atskaitos sistemos nulinis punktas nustatomas tam tikrai šviesos srauto vertei.
Pasitelkiant fotometrinius matavimus 1930 metais buvo aptikta, kad Vegos ryškis kinta ±0,03 vieneto. Jos regimasis ryškis buvo dar kartą išmatuotas 1981 metais Deivido Dunlapo Observatorijoje (angl. David Dunlap Observatory). Rezultatai rodė, jog žvaigždės regimasis ryškis svyruoja. Buvo padaryta išvada, kad Vegos regimojo ryškio kitimas susijęs su Skydo delta tipo žvaigždės kitimu (angl. Delta Scuti variable).  Dėl periodiško pulsavimo Vega buvo priskirta prie žvaigždžių, kurios pasižymi panašiomis fizikinėmis savybėmis ir pulsuoja tokiu pat periodu, kategorijos. Nors Vega atitiko šių žvaigždžių kategorijos fizikines savybes, ją stebėję astronomai nepastebėjo jokio pulsavimo. Todėl manoma, jog ankstesniuose matavimuose buvo įsivėlusios sistematinės paklaidos, dėl kurių ir buvo padaryta neteisinga išvada, jog Vega pulsuoja.  
Vega tapo pirmąja pagrindinės sekos žvaigžde (neskaitant Saulės), kurioje atrastas rentgeno spindulių šaltinis, kai 1979 m. į ją buvo nukreiptas rentgeno teleskopas, paleistas raketa „Aerobee 350“ iš White Sands Missile Range.  1983 metais Vega tapo pirmąja žvaigžde, kurioje atrastas proplanetinis diskas.

Fizinės savybės

Vega yra A0V spektrinės klasės žvaigždė, esanti pagrindinėje sekoje. Jos energijos šaltinis – vandenilio virtimo heliu termobranduolinės reakcijos. Skirtingai nuo Saulės, kur didžiausią energetinį įnašą duoda protonų ciklas, Vegoje helio atomai sintetinami iš vandenilio vykstant CNO ciklui (anglis, azotas ir deguonis čia veikia tarsi katalizatoriai). CNO ciklui vykti reikalinga apie 16 milijonų Kelvino laipsnių temperatūra (Saulės centre ji siekia „tik“ 13,5 milijonų Kelvinų). Kuo aukštesnė temperatūra, tuo efektyvesnė CNO tipo reakcija. Dėl didelio medžiagos tankio efektyviausias šilumos pernešimo iš gelmių į paviršių būdas čia yra konvekcija, todėl Vegoje sritis, kurioje energija pernešama spinduliavimo būdu, yra virš konvecinės zonos, tuo tarpu Saulėje viskas atvirkščiai.
Kadangi masyvesnės žvaigždės greičiau išnaudoja savo vandenilio atsargas, Vegos gyvavimo trukmė pagrindinėje sekoje yra apie vienas milijardas metų, maždaug dešimtadalis Saulės buvimo pagrindinėje sekoje trukmės. Jei dabartinis Vegos amžius yra apie 455 milijonų metų, ji jau yra įpusėjusi gyvavimo pagrindinėje sekoje trukmę. Po pagrindinės sekos ji taps M spektrinės klasės raudonąja milžine, nusimes dalį savo medžiagos ir galų gale virs baltąja nykštuke. Šiuo metu ji beveik du kartus masyvesnė už Saulę, o jos šviesis 37 kartus didesnis. Dėl didelio sukimosi aplink savo ašį greičio žvaigždė yra suplota per polius, polinės sritys yra gerokai šviesesnės, nei pusiaujinės. Kadangi ją mes matome beveik iš poliaus, jos regimasis šviesis yra žymiai didesnis, maždaug 57 Saulės šviesio vertės.
Regimojoje spektro dalyje dominuoja vandenilio Balmerio serijos linijos. Kitų elementų linijos yra gana silpnos, iš jų geriausiai matomos jonizuoto magnio, geležies ir chromo linijos. Vegos rentgeninis spinduliavimas labai silpnas, o tai reikštų, jog ši žvaigždė beveik neturi vainiko.
Spektropoliarimetrijos būdu išmatuotas magnetinis laukas Vegoje siekia apie 30 gausų (Saulėje – apie 1 gausą).

Sukimasis

Kuomet interferometriniais metodais buvo tiksliai išmatuotas Vegos spindulys, jis pasirodė esąs per didelis – 2,73 ± 0,01 Saulės spindulio. Jis 60 % didesnis nei Sirijaus, tuo tarpu modeliai rodė, jog spindulys turėtų būti tik apie 12 % didesnis. Tačiau ir šis neatitikimas paaiškinamas, jei žvaigždė greit sukasi ir yra stebima iš poliaus.
Vegos sukimosi ašis su kryptimi į Žemę sudaro ne daugiau kaip penkių laipsnių kampą. Vegos sukimosi greitis ties pusiauju yra 274 km/s (apsisukimo periodas maždaug 12.5 valandų),. Tai sudaro apie 93% kritinio greičio, kuriam esant žvaigždė suirtų dėl išcentriniės jėgos. Toks greitas sukimąsis sąlygoja didelį suplotumą, todėl pusiaujinis spindulys yra 23% didesnis nei poliaus.)
Taigi, gravitacijos pagreitis ties poliais yra didesnis nei ties pusiauju, dėl to ir šviesis stebint iš poliaus bus didesnis. Tai pasireiškia ir matuojant efektinę paviršiaus temperatūrą: poliaus temperatūra bus 10000 K, o pusiaujo – 7600 K. Jei Vega būtų stebima iš pusiaujo, šviesis būtų beveik dukart mažesnis, nei kad dabar stebint iš poliaus.
Jeigu Vega būtų normali lėtai besisukanti sferiškai simetriška žvaigždė, tuomet jos šviesis būtų 57 kartus didesnis už Saulės. O tai būtų gerokai daugiau nei tipinės Vegos masės žvaigždės šviesis. Tačiau greitas sukimasis išsprendžia šį prieštaravimą, tikrasis Vegos šviesis yra apie 37 kartus didesnis už Saulės šviesį.

Cheminių elementų gausos

Astronomijoje priimta vadinti metalais visus elementus, sunkesnius už helį. Vegos fotosferos metalingumas sudaro tik apie 32 % Saulės metalingumo. Palyginimui, Sirijuje yra tris kartus daugiau metalų, nei kad Saulėje.
Toks mažas metalingumas kol kas nėra paaiškintas. Viena iš priežasčių gali būti elementų difuzija ir masės netekimas, nors žvaigždžių evoliucijos modeliai teigia, kad tai turėtų atsitikti tik baigiantis vandenilio ištekliams (pagrindinės sekos pabaigoje). Pagal kitą paaiškinimą, žvaigždė susiformavo iš tarpžvaigždinės medžiagos, kurioje buvo neįprastai mažai metalų.
Stebimas helio ir vandenilio santykis Vegoje yra 0,030 ± 0.005 – 40% mažesnis nei Saulėje. To priežastis galėtų būti helio konvekcijos sluoksnio nebuvimas ties žvaigždės paviršiumi. Energija šiuo atveju prie paviršiaus būtų pernešama tik spinduliavimo būdu.

Kinematika

Radialinis Vegos greitis lygus -13,9 ± 0,9 km/s. Minuso ženklas šiuo atveju rodo, kad žvaigždė artėja stebėtojo (Žemės) link.
Vegos savasis judėjimas (tangentinis greitis) yra 202,03 ± 0,63 milisekundžių (mas) per metus rektascensijoje ir 287,47 ± 0,54 mas/metus deklinacijoje. Bendras savasis judėjimas – 327,78 mas/metus (vieną laipsnį Vega pasislinks per 11000 metų).
Pilnas Vegos erdvinis greitis aplinkinių žvaigždžių atžvilgiu yra apie 19 km/s. Tai maždaug lygu Saulės judėjimo greičiui (aplinkinių žvaigždžių atžvilgiu). Kadangi Vega artėja, po 210 tūkstančių metų ji taps ryškiausia žvaigžde naktiniame danguje ir po 290 000 metų pasieks –0.81 ryškį.
Sprendžiant iš žvaigždės judėjimo, ji turėtų priklausyti vadinamajai Kastoro grupei. Šiai grupei priklauso apie 16 žvaigždžių, įskaitant Alderaminą, Fomalhautą, Kastorą ir, žinoma, Vegą. Visi šios grupės nariai juda ta pačia kryptimi, tuo pačiu erdviniu greičiu (16,5 km/s). Vertinama, kad šios grupės amžius turėtų būti apie 200 ± 100 milijonų metų. Priklausymas šiai grupei reikštų, kad visos šios žvaigždės kadaise susiformavo viename padrikajame spiečiuje, kuris tik vėliau tapo gravitaciškai nesurištu.

Planetinė sistema

Pirmąsyk Vegos žvaigždę supantis proplanetinis diskas buvo aptiktas 1980 metais infraraudonųjų spindulių astronominiu palydovu IRAS. 1997 metais Džeimso Klerko Maksvello teleskopu (angl. James Clerk Maxwell Telescope) buvo aptikta planeta, prilygstanti 12 Jupiterio masių ir nutolusi nuo žvaigždės 70 av. Galop astronomai priėmė sprendimą, jog aplink Vegą egzistuoja ankstyvosios stadijos besiformuojanti planetų sistema. Tyrinėdami Vegą kosminiu teleskopu „Spitzer“, astronomai patikslino žvaigždę juosiančio dulkių disko matmenis. Paaiškėjo, jog Vegos proplanetinio disko spindulys – 120 av, disko viduryje yra 80 av spindulio tuštuma. 2003 m. buvo iškelta hipotezė, kad šios nuolaužos susikūrė, kai maždaug Neptūno masės planeta pasislinko nuo 40 av iki 65 av per 56 milijonus metų. Tai galėjo sudaryti sąlygas formuotis mažesnėms planetoms arčiau Vegos.  Naudojant Havajuose esantį teleskopą, 2005 m. astronomai patikslino planetos, skriejančios apie Vegą, masę – nustatė ją esant 5-10 Jupiterio masių.  2007 metais dar kartą susidomėta Vegos proplanetiniu disku, todėl jis buvo vėl tirtas naudojant jautresnius prietaisus. Stebėjimai parodė, kad proplanetinis diskas yra gana lygus ir simetriškas.  Nebuvo rasta jokių įrodymų apie planetų, aprašytų anksčiau buvimą, o tai kelia abejonių dėl didžiosios planetos egzistencijos. Tačiau vis dar yra galimybė, jog yra ir mažesnių planetų, tačiau jos išsidėsčiusios arčiau žvaigždės, todėl jas nustelbia Vegos šviesa.

Etimologija

Žvaigždės pavadinimas Vega yra kilęs iš arabų kalbos ir reiškia „nusileidimas“ arba „nukritimas“.
Kiekvieną naktį žvaigždžių padėtys kinta, jos keliauja dangaus skliautu dėl Žemės sukimosi apie savo ašį. Tačiau kai žvaigždė yra prie pat Žemės sukimosi ašies, jos vieta danguje nesikeičia, ją vadiname šiaurine žvaigžde. Kadangi Žemės ašis dėl precesijos svyruoja, jos orientacija per ilgą laiko tarpą kinta, brėždama dangaus skliaute apskritimą. Šis procesas trunka 25 770 metus (kol Žemės ašis vėl sugrįžta į pradinę padėtį). Šiuo metu mūsų šiaurinė žvaigždė yra Šiaurinė, tačiau 12 000 metais pr. m. e. Žemės ašis buvo vos 5 laipsniais nutolusi nuo Vegos, todėl tuo metu Vega buvo šiaurinė žvaigždė. Žemės ašis vėl priartės prie Vegos 13 727 metais ir Vega vėl taps šiaurine žvaigžde. Žinoma, per visą šį procesą šiaurinės žvaigždės nuolat keičiasi, tačiau Vega yra ryškiausia iš visų galimų šiaurinių žvaigždžių.
Šiaurės polineziečiai Vegą vadino „whetu o te tau“ (liet. metų žvaigžde). Jos pasirodymas virš horizonto žymėjo jų Naujuosius metus, kuomet žemė buvo pasirengusi sėjos pradžiai. Ilgainiui šią funkciją perėmė Sietynas. 
Asirai šią žvaigždę pavadino „Dayan-same“ (liet. dangaus teisėjas), tuo tarpu Akadų kalboje Vega buvo vadinama „Tir-anna“ (liet. Dangaus gyvybė). Babiloniečių astronomijoje Vega buvo viena iš „Dilgan“ (liet. Šviesos pranašas) žvaigždžių. Senovės Graikams Lyros žvaigždyno forma priminė Orfėjo muzikos instrumentą – Lyrą, o Vegos žvaigždė – instrumento rankeną.  Romos Imperijoje rudens pradžios laikas priklausydavo nuo valandos, kada Vega nusileisdavo už horizonto. 
Zoroastrizme Vega kartais buvo lyginama su „Vanant“ – maža dievybe, kurios vardas reiškė (liet. užkariautojas/nugalėtojas). 
Indų mitologijoje Vega vadinama „Abhijit“. 
Vega tapo pirmąja žvaigžde, kurios vardu buvo pavadintas automobilis – 1971 metais pagaminta Chevrolet Vega.  Kitos transporto priemonės, pavadintos Vegos vardu: ESA raketa „Vega“  ir „Lockheed Vega“ lėktuvas.  Be to, Pingvinų kavinės orkestro (angl. Penguin Cafe Orchestra) albume Concert Program yra daina, pavadinimu „Vega“.