織女一

观测历史

针对天体摄影的天体摄影术诞生于1840年，当时约翰·威廉·德雷伯使用银版照相法对月球进行摄影。哈佛大学天文台科学家乔治·菲利普斯·邦德（George Phillips Bond）和约翰·亚当斯·惠普尔（John Adams Whipple）在1840年7月17日对织女星进行摄影，它成为人类第一颗（除了太阳以外）摄影的恒星，也是使用银版照相法。亨利·德雷伯在1872年8月对织女星摄影的时候，得到了第一张恒星光谱的照片。这也使得他成为第一个展现恒星吸收谱线的人。天文学家已经在太阳的光谱里辨识出类似的光谱线。威廉·哈金斯在1879年利用织女星和类似恒星的光谱照片来辨认一系列在该类恒星里普遍存在的12条“非常强烈的谱线”。后来天文学家辨认出这是氢原子的巴耳末系谱线。从1943年开始，天文学家将织女星的光谱当成分类其他恒星的标准之一。
天文学家可以借由地球环绕太阳公转时，织女星相对于背景恒星的视差测量出它与地球之间的距离。历史上首先发表恒星视差的人是瓦西里·雅可夫列维奇·斯特鲁维，他宣称的织女星视差值是0.125弧秒（0.125″），但是弗里德里希·威廉·贝塞尔怀疑斯特鲁维发表的数据。当贝塞尔公布恒星系统天鹅座61的视差为0.314″时，斯特鲁维把织女星的视差修正为先前的两倍左右。这次修正使斯特鲁维公布的数据更有疑问，因此当时大部分天文学家（包括斯特鲁维在内）都认可贝塞尔的数据才是历史上首次的视差观测。然而令人吃惊的是，斯特鲁维原本公布的数据与当前天文学家接受的数值0.129″其实非常接近。
地球上看到的恒星亮度是使用标准化的对数刻度－视星等来表示，它随着恒星亮度的增加而减小。肉眼能见的最暗恒星为6等星，而最亮的恒星天狼星星等为-1.47等。为了标准化这个对数刻度，天文学家选择织女星来作为所有波长的0星等。因此许多年以来，织女星被当作是绝对光度测定的亮度刻度。 然而这种规定没有延续至今，现在视星等的零点普遍使用特定数值的光流量来表示。这种方法对于天文学家来说更加简便，因为织女星并不能永远作为度量的标准。
UBV测光系统测量通过紫外、蓝和黄色滤光片的恒星星等，并分别使用U、B、V来表示。天文学家在1950年采用六颗恒星来设置UBV测光系统的初始平均值，织女星是其中之一。这六颗恒星的平均星等被定义为： U - B = B - V = 0。实际上，这些恒星在黄、蓝和紫外部分的电磁光谱的星等都是一样的。因此织女星在可视的范围内有相对接近的电磁波谱（波长范围为350-850纳米，人眼大部分都能够看见），因此光流量密度大致相等，为2000-4000Jy。 然而织女星的光流量密度在红外波段大幅降低，每5 平方毫米大约为100Jy。
天文学家在1930年代对织女星的光度测定显示这颗恒星有近±0.03星等的微小光度变化，这个波动范围接近当时观测能力的极限，所以天文学家对于织女星光度是否发生变化存有争议。大卫·邓拉普天文台（David Dunlap Observatory）在1981年重新测量了织女星的星等并显示出它有轻微的光度变化，因此天文学家建议将织女星归类为盾牌座δ变星。这类恒星以类似的方式振荡，使得恒星的光度存在周期性的脉动。虽然织女星符合这类变星的物理特性，但其他观测者却没有发现这种变化，因此织女星的光度变化可能是测量的系统误差造成的。
天文学家在1979年使用美国白沙导弹靶场发射的X射线望远镜观测到织女星发出X射线，也是人类首次在太阳以外的单主序星观测到这种现象。织女星在1983年成为天文学家发现第一颗拥有尘埃盘的恒星。红外线天文卫星（IRAS）发现织女星发出红外超辐射，这种现象可能是恒星加热尘埃盘而辐射出来的。

可见性

在夏夜的北半球中纬度地区，织女星经常出现在天顶附近 ；而对于冬天的南半球中纬度地区，织女星一般低垂在北方的地平线上。由于织女星的赤纬是+38.78°，因此观测者只能在51° S以北的地区看见它。在南极洲以及南美的大部分地区，织女星不会升到地平线上。在+51° N以北的地区，织女星一直位于地平线上，成为一颗拱极星。织女星会在7月1日午夜左右通过天球子午线，当时的位置最接近天顶。
织女星位于一个称作夏季大三角的大范围星群中，夏季大三角包括天琴座的织女星、天鹰座的牛郎星以及天鹅座的天津四。 这个三角形近似一个直角三角形，织女星位于其直角顶点上。由于附近鲜有亮星，所以夏季大三角在北部天空非常突出。
天琴座流星群是一个大型的流星群，每年在4月21~22日左右达到极大期。当小型流星以很高的速度进入地球大气时，它的物质将会蒸发并产生一道光。众多流星在流星群期间从同一个方向出现，以观测者的角度来看，它们发光的尾迹似乎是从天空中的同一点辐射出去。天琴座流星群的辐射点就在织女星附近，因此也常称为天琴座α流星群。天琴座α流星群实际上是由佘契尔彗星所引起的，与织女星没有任何关系。

物理特性

织女星的光谱型为A0V，是一颗主序星，颜色为白中透蓝，其核心正在发生氢变成氦的核聚变。由于大质量的恒星比小质量的恒星核聚变更快，所以织女星停留在主序星的时间只有约10亿年，只有太阳的十分之一。 
织女星当前的年龄大约是4亿5500万年， 已经快要超过它在主序星阶段寿命的一半。织女星脱离主序星阶段后，将变成一颗M型的红巨星并失去大部分质量，最终成为一颗白矮星。织女星目前的质量超过太阳的2倍，实际光度为太阳的37倍。织女星可能是一颗盾牌座δ变星，光变周期约为0.107天。
织女星核心产生的能量来自于碳氮氧循环（CNO循环），这是一种以碳、氮、氧原子核为中介，把质子聚合为氦的核聚变过程。进行该核聚变过程需要大约1500万度的高温， 高于太阳核心温度，也比太阳的质子-质子链反应效率还高。CNO循环对温度高度敏感，紧邻的对流层将核心区聚变反应产生的“灰”均匀散布， 对流层外围是辐射层，最外层则是大气层。这与太阳形成鲜明的对照：太阳的中心是辐射层，其外覆盖的是对流层。
天文学家已经对照“标准光源”对织女星的能量通量进行精确地测量。这颗恒星在波长为5480 Å的波段光通量为3,650Jy，误差范围2%。氢的吸收光谱线在织女星的可见光谱中占据主导地位，特别是在电子主量子数n=2的巴耳末系。 其他元素的谱线相对来说比较微弱，其中比较强烈的谱线是电离的镁、铁、钙线。 织女星的X射线辐射很微弱，这表明织女星的日冕肯定很微弱甚至不存在。因为织女星的极点朝向地球，所以极区日冕洞可能存在。天文学家可能难以证实日冕确实存在，因为许多X射线并不会随着可见光一起被恒星发射出去。
南比戈尔天文台（Observatoire du Pic du Midi de Bigorre）的一个天文学家小组使用磁分光偏振法侦测到织女星的表面存在磁场，这是天文学家首次在A型光谱型恒星、而不是Ap和Bp星这类化学丰度特殊的特殊星上侦测到磁场。其磁场视线方向的平均磁通量为−0.6±0.3高斯 
与太阳表面的平均磁场强度相当。织女星的磁场约为30高斯，而太阳约为1高斯。

自转

天文学家曾使用过干涉仪来精准测量织女星半径，结果显示它的半径为太阳半径的2.73±0.01倍。这个数值比天狼星的半径还大60%，但是恒星模型显示它应该只比天狼星大约12%，天文学家认为这是因为我们观测到高速旋转的织女星极区。高分辨率天文中心（CHARA）干涉仪在2005年至2006年之间的观测证实了这项推论。
织女星的自转轴与地球观测者的视线夹角不会超过5°。这颗恒星赤道附近的恒星自转速率约为274千米/秒（相当于自转周期为12.5小时）， 已达到因离心力效应而解体的速率上限93%。快速自转导致织女星形状明显变扁，赤道半径比极半径大23%。（织女星的极半径为2.26±0.02倍太阳半径，赤道半径为2.78±0.02倍太阳半径。）地球上观测者的视线几乎正对着它的极区，因此织女星看起来比较大。
织女星的两极地区重力加速度大于赤道地区，所以天文学家根据冯·塞佩尔定理推断两极地区的光度也比赤道地区高。这种情况可以从恒星表面有效温度的变化上观测到：极区温度高达1万K，而赤道区域约为7,600K，所以赤道面的亮度仅为极区的一半。这种情况导致强烈的重力昏暗效应：相对于普通的基本球对称恒星而言，如果从极区方向观测织女星，它会比预期的还要黑暗。温度梯度还意味着赤道周围可能存在对流区， 而其余的大气层基本都处于辐射平衡。
假如织女星是一颗普通球对称且缓慢自转的恒星，那么按当前测定的距离来说，它的绝对光度将是太阳的57倍，远大于同等质量普通主序星的绝对光度。实际上织女星的绝对光度约为太阳的37倍，而天文学家发现高速旋转现象解决了这个矛盾。
因为织女星长久以来都是望远镜标定的标准星（视星等≈0），高速旋转的发现可能将挑战那些将织女星视为普通球对称恒星的推论。随着其自转速度、自转轴倾角的确定，天文学家可望改进仪器的校准精度。

元素丰度

天文学家把原子量比氦更大的元素称为“金属”。织女星光球层的金属丰度只有太阳大气层金属丰度的32%。 （跟织女星一样，天狼星的金属丰度也只有太阳的三分之一。） 太阳的金属丰度（即比氦更重的元素丰度）约为ZSol = 0.0172 ± 0.002。 从丰度上来说，织女星只有0.54%的组成元素比氦更重。
因为金属含量异常地低，所以织女星是一颗牧夫座λ型星。 然而光谱型A0-F0恒星为何出现如此罕见的化学组成仍旧是个未知数，可能这些化学成分已经扩散出去或恒星质量下降所造成的，虽然恒星模型显示这种情况通常只发生在恒星的氢燃烧阶段末期。这颗恒星诞生于金属含量异常低的气体尘埃等星际物质中则是另一种可能的原因。
天文学家观测到织女星的He/H比例为0.030 ± 0.005，这比太阳低约40%，可能是由于其表面附近的氦对流层消失所引起的。能量传递被辐射层所取代可能导致这种与扩散作用大不相同的异常情况。

运动学

恒星的径向速度是该恒星沿着地球视线方向的运动分量。当织女星远离远离地球时，从织女星发出的光线频率会降低（偏向红色）；当它逐渐接近地球时，频率则会升高（偏向蓝色），因此天文学家可以借由测量恒星光谱的红移或蓝移量来计算恒星运动速度。天文学家对织女星的精确测量表明其红移值为−13.9 ± 0.9 千米/秒，负号表示其相对运动朝向地球。
恒星的自行会使得恒星相对于更遥远的背景恒星位置产生变化。天文学家对织女星的精确测量显示它的自行为：赤经方向202.03±0.63毫弧秒/年，赤纬方向287.47±0.54弧秒/年。 织女星的总自行为327.78 弧秒/年 ，所以它的位置在11,000 年之内会移动一度之多。
织女星在银河座标系统中的空间速率分量为（U, V, W） = （−16.1 ± 0.3, −6.3 ± 0.8, −7.7 ± 0.3），总空间速率为19 千米/秒。面向太阳方向的径向速率分量为−13.9 千米/秒，而切向速率为9.9 千米/秒。虽然织女星目前只是夜空中第五明亮的恒星，但是因为其逐渐接近太阳而缓慢地变亮。 织女星大约在210,000年后将成为地球夜空中最明亮的恒星；然后在290,000年后达到最高峰（视星等为-0.81），它将是夜空中最明亮的恒星长达270,000年。
织女星的运动数据显示它属于北河二移动星群的成员，但是织女星的年龄比其他成员都老，所以是否真有这样的集团仍有争议。北河二移动星群大约有16颗恒星，包含天钩五、氐宿增七、氐宿一、北河二及北落师门。这些恒星在宇宙中以共同的速度朝向同大致的方向运动，并有共同的起源，都诞生自同一个疏散星团。北河二移动星群年龄估计介于1至3亿年间，平均空间速度为16.5千米/秒。

红外超

红外天文卫星发现织女星有红外过量现象，超过了单一恒星应有的红外线通量，这也是天文学家早期对于织女星的研究结果之一。这些过多的红外线在25、60、100μm波长的测量中都来自以恒星为中心的10弧秒（10″）角半径范围内。根据天文学家测量到的织女星距离，这相当于80天文单位（地球环绕太阳公转的平均轨道半径）的距离。有人认为这些辐射来自环绕恒星尺寸只有毫米大小的颗粒，因为比这更小的颗粒最终都会因为坡印廷-罗伯逊拖曳的辐射压力而被从恒星系统中被移除。辐射压力会使轨道中以螺旋向内运动的尘埃粒子被推挤出去，这种效果对越靠近恒星的微小颗粒越为显著。 
天文学家后来持续以193μm波长对织女星进行观测，发现这些颗粒的通量低于预期，表示这些颗粒的大小必须只有100μm甚至更小。如果要在环绕织女星的轨道上维持一定数量的尘埃，就必须不断的补充需求，一个可能维持尘埃数量的机制是盘面中合并天体坍缩并形成行星的程序正在不断进行。根据实际模型显示如果从极轴的方向观察，尘埃分布在半径120天文单位的圆盘面上，而且圆盘中心有一个半径不小于80天文单位的洞。
在发现织女星周围的红外超之后，天文学家也发现其它恒星因为尘埃的排放所产生的也出现类似的异常现象。迄2002年，天文学家大约已经发现400颗这类恒星，他们归类为"类织女星"或"织女星超"恒星，并相信这些发现可能会提供太阳系起源的线索。

岩屑盘

斯皮策空间望远镜在2005年获得织女星尘埃的高解析影像，显示尘埃盘在波长24μm延展至43″（330天文单位），在波长70μm 是70″（543天文单位），而在波长160μm是105″（815天文单位）。这些分布更广泛的尘埃盘是由大小在1–50μm的球形和不规则尘埃粒子所构成，估计这些尘粒的总质量是3 ×10⁻³倍地球质量。这些尘粒须要类似太阳系柯伊伯带的小行星互相碰撞才能产生。因此这些尘埃比较像环绕织女星的岩屑盘，而不是早先所认为的原行星盘。
天文学家估计岩屑盘的内径是11″±2″（70至102天文单位），该尘埃盘是较大型的岩屑碰撞后产生的碎片被辐射压推向外围所产生的。天文学家根据织女星的寿命，认为须要巨大的起始质量（估计为数百倍木星质量）来维持其尘埃盘。因此原先产生中等大小（或更大）的彗星或小行星可能性更高，后来这些天体与小型的天体或其它物体碰撞，结果产生更小的碎片。相较于恒星的年龄，这个尘埃盘是比较年轻的，除非有其它的碰撞事件继续产生更多的尘粒，它最终将会消失。
帕洛玛测试干涉仪在2001年的观测结果与稍后威尔逊山天文台高分辨率天文中心在2006年的观测结果都显示织女星拥有内尘埃带。这个外星黄道尘位在距离恒星8天文单位的范围内，可能是恒星系内动力扰动的证据。它可能是彗星或小行星猛烈的轰击造成的，并且可能是行星系统存在的证据。

可能存在的行星

詹姆斯·克拉克·麦斯威尔望远镜在1997年的观测显示在织女星的中心区有朝向东北延展9″（70天文单位）的明亮区域。这个可能存在的尘埃盘若不是受到行星的摄动，就是有被尘埃包覆的天体在轨道上运转。然而凯克望远镜的影像排除了有亮度在16等以上，超过12倍木星质量的天体存在，夏威夷联合天文中心和加州大学的天文学家认为这个影像可能是行星系仍然在形成的证据。
天文学家要确定行星的性质相当困难，一篇发表于2002年论文认为这个团块是偏心轨道上的一颗相当于木星质量的天体。轨道上聚集的尘埃与行星产生平均运动共振（它们的轨道周期与行星形成简单的整数分数比）导致团块形成。
天文学家在2003年曾提出一种假设，认为一颗约当海王星质量的天体经历超过5,600万年的时间，从40天文单位迁徙至65天文单位的位置，这个公转轨道比较遥远，可以让岩石行星在比较接近织女星位置形成。这种行星迁徙可能需要与另一颗行星的重力产生交互作用，该行星质量更大，但是公转轨道较小。
天文学家在2005年使用昴星团望远镜日冕仪进一步确认这颗环绕织女星的行星质量介于木星的5至10倍之间。天文学家在2007年使用更新且更敏锐布尔高原（Plateau de Bure）干涉仪来观侧该团块，观测结果显示尘埃盘平滑且对称，并未发现先前观测到的团块，假设的气态巨行星是否存在也有疑虑。
虽然人类还不能直接看见这颗环绕着织女星的行星，但也不能排除行星系统的存在。因此可能有更接近恒星，轨道比较小的类地行星存在。行星环绕织女星的轨道倾角可能对准这颗恒星的赤道平面。如果人类站在环绕织女星的假设行星上观看星空，太阳只是位于天鸽座的一颗4.3等暗星。

语源和文化象征

阿拉伯人称织女星为wāqi‘（意思为“掉落”或“着陆”），而an-nasr al-wāqi‘则是指“掉落的老鹰”。埃及天文学家Al Achsasi Al Mouakket制定的星表则称这颗恒星为Al Nesr al Waki，后来被翻成拉丁语Vulture Cadens。古埃及将这个星座视为一只秃鹰，而古印度则将这个星座视为一只老鹰或秃鹰。阿方索十世下令编制的《阿方索星表》（Alfonsine Tables）中已经记录下织女星的阿拉伯语名称。
由于地球的自转，恒星的位置每晚都会发生变化。然而如果一颗恒星位于地球自转轴指向的位置时，它任何时候都会保持在固定的位置，这种恒星称为指极星。地球自转轴的位置随着一个称为进动过程而逐渐发生变化。每个完整的进动周期需要25,770 年， 这期间地球的旋转轴在天球上画出一个圆形的轨迹，这个轨迹会接近几颗著名的恒星。当前这颗星是北极一，但是大约公元前12,000 年，地轴离织女星大概只有5°。随着进动持续，地轴会在约公元14,000年的时候重新接近织女星。它将是历史上最明亮的北极星。
对北波利尼西亚人来说，织女星是众所周知的年星（whetu o te tau）。它在历史上曾象征着新年的开始，应该准备播种。但最终这个功能被昴星团所替代。
亚述人把织女星称为“天堂判官”（Dayan-same），而阿卡德语中则称它为“天堂之魂”（Tir-anna）。 在巴比伦天文学中，织女星可能曾经是称为Dilgan（意为“光之信使”）的恒星之一。对古希腊人来说，天琴座是俄耳甫斯（Orpheus）的竖琴，而织女星就是竖琴的柄。 而在罗马帝国，秋天的起点就是基于织女星在特定的时刻从地平线升起的时候开始的。
在中国神话里有一个七夕的故事，讲述牛郎（牛郎星）和他的两个孩子（河鼓一和河鼓三）与他们的母亲织女（织女星）遭到银河所分隔。 然而喜鹊会在每年中国农历的七月初七于银河上搭起一座桥，让牛郎和织女短暂地相会。日本的七夕节（Tanabata）把织女星称作“织姫”也是根据这个传说。 
织女星在拜火教中有时候会与一个叫做Vanant（意思是“征服者”）的小神联系在一起。
织女星在印度神话中被称作Abhijit。摩诃婆罗多的作者广博仙人（毗耶娑，Maharshi Vyas）在摩诃婆罗多的森林篇（Vana Parva ，Chap.230, Verses 8-11）这章提到：“昴星团与织女互相竞争，所以它在夏季至点现身，于是织女从夜空中消失”。P·V·Vartak 在著作《The Scholarly Dating of Mahabharat》中认为这是因为织女星从公元前12000年开始逐渐接近天球极点所致。
中古时代的天文学家将织女星视为吉普赛人之星其中之一，认为它与橄榄石及香薄荷有关。德国天文学家海因里希·科尼利厄斯·阿格里帕（Heinrich Cornelius Agrippa）使用卡巴拉符号来表示织女星（当时称为Vultur cadens）。Waghi、Vagieh及Veka在中古时代星表中都代表织女星。
雪佛兰于1971年推出Chevrolet Vega，织女星成为第一颗被当作汽车名称的恒星。欧洲空间局研发的织女星运载火箭及洛克希德公司生产的Lockheed Vega也都是以织女星来命名。英国企鹅咖啡馆乐团也将织女星当作歌曲名称，收录于《Concert Program》专辑中。