織女一

觀測歷史

針對天體攝影的天體攝影術誕生於1840年，當時約翰·威廉·杜雷伯使用銀版照相法對月球進行攝影。哈佛大學天文台科學家喬治·菲利普斯·邦德（George Phillips Bond）和約翰·亞當斯·惠普爾（John Adams Whipple）在1840年7月17日對織女星進行攝影，它成為人類第一顆（除了太陽以外）攝影的恆星，也是使用銀版照相法。亨利·杜雷伯在1872年8月對織女星攝影的時候，得到了第一張恆星光譜的照片。這也使得他成為第一個展現恆星吸收譜線的人。天文學家已經在太陽的光譜裡辨識出類似的光譜線。威廉·哈金斯在1879年利用織女星和類似恆星的光譜照片來辨認一系列在該類恆星裡普遍存在的12條「非常強烈的譜線」。後來天文學家辨認出這是氫原子的巴耳麥系譜線。從1943年開始，天文學家將織女星的光譜當成分類其他恆星的標準之一。
天文學家可以藉由地球環繞太陽公轉時，織女星相對於背景恆星的視差測量出它與地球之間的距離。歷史上首先發表恆星視差的人是瓦西里·雅可夫列維奇·斯特魯維，他宣稱的織女星視差值是0.125弧秒（0.125″），但是弗里德里希·威廉·白塞耳懷疑斯特魯維發表的數據。當白塞耳公布恆星系統天鵝座61的視差為0.314″時，斯特魯維把織女星的視差修正為先前的兩倍左右。這次修正使斯特魯維公布的數據更有疑問，因此當時大部分天文學家（包括斯特魯維在內）都認可白塞耳的數據才是歷史上首次的視差觀測。然而令人吃驚的是，斯特魯維原本公布的數據與當前天文學家接受的數值0.129″其實非常接近。
地球上看到的恆星亮度是使用標準化的對數刻度－視星等來表示，它隨著恆星亮度的增加而減小。肉眼能見的最暗恆星為6等星，而最亮的恆星天狼星星等為-1.47等。為了標準化這個對數刻度，天文學家選擇織女星來作為所有波長的0星等。因此許多年以來，織女星被當作是絕對光度測定的亮度刻度。 然而這種規定沒有延續至今，現在視星等的零點普遍使用特定數值的光流量來表示。這種方法對於天文學家來說更加簡便，因為織女星並不能永遠作為度量的標準。
UBV測光系統測量透過紫外、藍和黃色濾光片的恆星星等，並分別使用U、B、V來表示。天文學家在1950年採用六顆恆星來設置UBV測光系統的初始平均值，織女星是其中之一。這六顆恆星的平均星等被定義為： U - B = B - V = 0。實際上，這些恆星在黃、藍和紫外部分的電磁光譜的星等都是一樣的。因此織女星在可視的範圍內有相對接近的電磁波譜（波長範圍為350-850奈米，人眼大部分都能夠看見），因此光流量密度大致相等，為2000-4000Jy。 然而織女星的光流量密度在紅外波段大幅降低，每5 平方毫米大約為100Jy。
天文學家在1930年代對織女星的光度測定顯示這顆恆星有近±0.03星等的微小光度變化，這個波動範圍接近當時觀測能力的極限，所以天文學家對於織女星光度是否發生變化存有爭議。大衛·鄧拉普天文台（David Dunlap Observatory）在1981年重新測量了織女星的星等並顯示出它有輕微的光度變化，因此天文學家建議將織女星歸類為盾牌座δ變星。這類恆星以類似的方式振盪，使得恆星的光度存在周期性的脈動。雖然織女星符合這類變星的物理特性，但其他觀測者卻沒有發現這種變化，因此織女星的光度變化可能是測量的系統誤差造成的。
天文學家在1979年使用美國白沙飛彈靶場發射的X射線望遠鏡觀測到織女星發出X射線，也是人類首次在太陽以外的單主序星觀測到這種現象。織女星在1983年成為天文學家發現第一顆擁有塵埃盤的恆星。紅外線天文衛星（IRAS）發現織女星發出紅外超輻射，這種現象可能是恆星加熱塵埃盤而輻射出來的。

可見性

在夏夜的北半球中緯度地區，織女星經常出現在天頂附近 ；而對於冬天的南半球中緯度地區，織女星一般低垂在北方的地平線上。由於織女星的赤緯是+38.78°，因此觀測者只能在51° S以北的地區看見它。在南極洲以及南美的大部分地區，織女星不會升到地平線上。在+51° N以北的地區，織女星一直位於地平線上，成為一顆拱極星。織女星會在7月1日午夜左右透過天球子午線，當時的位置最接近天頂。
織女星位於一個稱作夏季大三角的大範圍星群中，夏季大三角包括天琴座的織女星、天鷹座的牛郎星以及天鵝座的天津四。 這個三角形近似一個直角三角形，織女星位於其直角頂點上。由於附近鮮有亮星，所以夏季大三角在北部天空非常突出。
天琴座流星雨是一個大型的流星雨，每年在4月21~22日左右達到極大期。當小型流星以很高的速度進入地球大氣時，它的物質將會蒸發並產生一道光。眾多流星在流星雨期間從同一個方向出現，以觀測者的角度來看，它們發光的尾跡似乎是從天空中的同一點輻射出去。天琴座流星雨的輻射點就在織女星附近，因此也常稱為天琴座α流星雨。天琴座α流星雨實際上是由佘契爾彗星所引起的，與織女星沒有任何關係。

物理特性

織女星的光譜型為A0V，是一顆主序星，顏色為白中透藍，其核心正在發生氫變成氦的核融合。由於大質量的恆星比小質量的恆星核融合更快，所以織女星停留在主序星的時間只有約10億年，只有太陽的十分之一。 
織女星當前的年齡大約是4億5500萬年， 已經快要超過它在主序星階段壽命的一半。織女星脫離主序星階段後，將變成一顆M型的紅巨星並失去大部分質量，最終成為一顆白矮星。織女星目前的質量超過太陽的2倍，實際光度為太陽的37倍。織女星可能是一顆盾牌座δ變星，光變周期約為0.107天。
織女星核心產生的能量來自於碳氮氧循環（CNO循環），這是一種以碳、氮、氧原子核為中介，把質子聚合為氦的核融合過程。進行該核融合過程需要大約1500萬度的高溫， 高於太陽核心溫度，也比太陽的質子-質子鏈反應效率還高。CNO循環對溫度高度敏感，緊鄰的對流層將核心區聚變反應產生的「灰」均勻散布， 對流層外圍是輻射層，最外層則是大氣層。這與太陽形成鮮明的對照：太陽的中心是輻射層，其外覆蓋的是對流層。
天文學家已經對照「標準光源」對織女星的能量通量進行精確地測量。這顆恆星在波長為5480 Å的波段光通量為3,650Jy，誤差範圍2%。氫的吸收光譜線在織女星的可見光譜中占據主導地位，特別是在電子主量子數n=2的巴耳麥系。 其他元素的譜線相對來說比較微弱，其中比較強烈的譜線是電離的鎂、鐵、鈣線。 織女星的X射線輻射很微弱，這表明織女星的日冕肯定很微弱甚至不存在。因為織女星的極點朝向地球，所以極區日冕洞可能存在。天文學家可能難以証實日冕確實存在，因為許多X射線並不會隨著可見光一起被恆星發射出去。
南比戈爾天文台（Observatoire du Pic du Midi de Bigorre）的一個天文學家小組使用磁分光偏振法偵測到織女星的表面存在磁場，這是天文學家首次在A型光譜型恆星、而不是Ap和Bp星這類化學豐度特殊的特殊星上偵測到磁場。其磁場視線方向的平均磁通量為−0.6±0.3高斯 
與太陽表面的平均磁場強度相當。織女星的磁場約為30高斯，而太陽約為1高斯。

自轉

天文學家曾使用過干涉儀來精準測量織女星半徑，結果顯示它的半徑為太陽半徑的2.73±0.01倍。這個數值比天狼星的半徑還大60%，但是恆星模型顯示它應該只比天狼星大約12%，天文學家認為這是因為我們觀測到高速旋轉的織女星極區。高解析度天文中心（CHARA）干涉儀在2005年至2006年之間的觀測證實了這項推論。
織女星的自轉軸與地球觀測者的視線夾角不會超過5°。這顆恆星赤道附近的恆星自轉速率約為274公里/秒（相當於自轉周期為12.5小時）， 已達到因離心力效應而解體的速率上限93%。快速自轉導致織女星形狀明顯變扁，赤道半徑比極半徑大23%。（織女星的極半徑為2.26±0.02倍太陽半徑，赤道半徑為 2.78±0.02倍太陽半徑。）地球上觀測者的視線幾乎正對著它的極區，因此織女星看起來比較大。
織女星的兩極地區重力加速度大於赤道地區，所以天文學家根據馮·塞佩爾定理推斷兩極地區的光度也比赤道地區高。這種情況可以從恆星表面有效溫度的變化上觀測到：極區溫度高達1萬K，而赤道區域約為7,600K，所以赤道面的亮度僅為極區的一半。這種情況導致強烈的重力昏暗效應：相對於普通的基本球對稱恆星而言，如果從極區方向觀測織女星，它會比預期的還要黑暗。溫度梯度還意味著赤道周圍可能存在對流區， 而其餘的大氣層基本都處於輻射平衡。
假如織女星是一顆普通球對稱且緩慢自轉的恆星，那麼按當前測定的距離來說，它的絕對光度將是太陽的57倍，遠大於同等質量普通主序星的絕對光度。實際上織女星的絕對光度約為太陽的37倍，而天文學家發現高速旋轉現象解決了這個矛盾。
因為織女星長久以來都是望遠鏡標定的標準星（視星等≈0），高速旋轉的發現可能將挑戰那些將織女星視為普通球對稱恆星的推論。隨著其自轉速度、自轉軸傾角的確定，天文學家可望改進儀器的校準精度。

元素豐度

天文學家把原子量比氦更大的元素稱為「金屬」。織女星光球層的金屬豐度只有太陽大氣層金屬豐度的32%。 （跟織女星一樣，天狼星的金屬豐度也只有太陽的三分之一。） 太陽的金屬豐度（即比氦更重的元素豐度）約為ZSol = 0.0172 ± 0.002。 從豐度上來說，織女星只有0.54%的組成元素比氦更重。
因為金屬含量異常地低，所以織女星是一顆牧夫座λ型星。 然而光譜型A0-F0恆星為何出現如此罕見的化學組成仍舊是個未知數，可能這些化學成份已經擴散出去或恆星質量下降所造成的，雖然恆星模型顯示這種情況通常只發生在恆星的氫燃燒階段末期。這顆恆星誕生於金屬含量異常低的氣體塵埃等星際物質中則是另一種可能的原因。
天文學家觀測到織女星的He/H比例為0.030 ± 0.005，這比太陽低約40%，可能是由於其表面附近的氦對流層消失所引起的。能量傳遞被輻射層所取代可能導致這種與擴散作用大不相同的異常情況。

運動學

恆星的徑向速度是該恆星沿著地球視線方向的運動分量。當織女星遠離遠離地球時，從織女星發出的光線頻率會降低（偏向紅色）；當它逐漸接近地球時，頻率則會升高（偏向藍色），因此天文學家可以藉由測量恆星光譜的紅移或藍移量來計算恆星運動速度。天文學家對織女星的精確測量表明其紅移值為−13.9 ± 0.9 公里/秒，負號表示其相對運動朝向地球。
恆星的自行會使得恆星相對於更遙遠的背景恆星位置產生變化。天文學家對織女星的精確測量顯示它的自行為：赤經方向202.03±0.63毫弧秒/年，赤緯方向287.47±0.54弧秒/年。 織女星的總自行為327.78 弧秒/年 ，所以它的位置在11,000 年之內會移動一度之多。
織女星在銀河座標系統中的空間速率分量為（U, V, W） = （−16.1 ± 0.3, −6.3 ± 0.8, −7.7 ± 0.3），總空間速率為19 公里/秒。面向太陽方向的徑向速率分量為−13.9 公里/秒，而切向速率為9.9 公里/秒。雖然織女星目前只是夜空中第五明亮的恆星，但是因為其逐漸接近太陽而緩慢地變亮。 織女星大約在210,000年後將成為地球夜空中最明亮的恆星；然後在290,000年後達到最高峰（視星等為-0.81），它將是夜空中最明亮的恆星長達270,000年。
織女星的運動數據顯示它屬於北河二移動星群的成員，但是織女星的年齡比其他成員都老，所以是否真有這樣的集團仍有爭議。北河二移動星群大約有16顆恆星，包含天鉤五、氐宿增七、氐宿一、北河二及北落師門。這些恆星在宇宙中以共同的速度朝向同大致的方向運動，並有共同的起源，都誕生自同一個疏散星團。北河二移動星群年齡估計介於1至3億年間，平均空間速度為16.5公里/秒。

紅外超

紅外線天文衛星發現織女星有紅外過量現象，超過了單一恆星應有的紅外線通量，這也是天文學家早期對於織女星的研究結果之一。這些過多的紅外線在25、60、100μm波長的測量中都來自以恆星為中心的10弧秒（10″）角半徑範圍內。根據天文學家測量到的織女星距離，這相當於80天文單位（地球環繞太陽公轉的平均軌道半徑）的距離。有人認為這些輻射來自環繞恆星尺寸只有毫米大小的顆粒，因為比這更小的顆粒最終都會因為坡印廷-羅伯遜拖曳的輻射壓力而被從恆星系統中被移除。輻射壓力會使軌道中以螺旋向內運動的塵埃粒子被推擠出去，這種效果對越靠近恆星的微小顆粒越為顯著。 
天文學家後來持續以193μm波長對織女星進行觀測，發現這些顆粒的通量低於預期，表示這些顆粒的大小必須只有100μm甚至更小。如果要在環繞織女星的軌道上維持一定數量的塵埃，就必須不斷的補充需求，一個可能維持塵埃數量的機制是盤面中合併天體坍縮並形成行星的程序正在不斷進行。根據實際模型顯示如果從極軸的方向觀察，塵埃分布在半徑120天文單位的圓盤面上，而且圓盤中心有一個半徑不小於80天文單位的洞。
在發現織女星周圍的紅外超之後，天文學家也發現其它恆星因為塵埃的排放所產生的也出現類似的異常現象。迄2002年，天文學家大約已經發現400顆這類恆星，他們歸類為"類織女星"或"織女星超"恆星，並相信這些發現可能會提供太陽系起源的線索。

岩屑盤

史匹哲太空望遠鏡在2005年獲得織女星塵埃的高解析影像，顯示塵埃盤在波長24μm延展至43″（330天文單位），在波長70μm 是70″（543天文單位），而在波長160μm是105″（815天文單位）。這些分布更廣泛的塵埃盤是由大小在1–50μm的球形和不規則塵埃粒子所構成，估計這些塵粒的總質量是3 ×10⁻³倍地球質量。這些塵粒須要類似太陽系古柏帶的小行星互相碰撞才能產生。因此這些塵埃比較像環繞織女星的岩屑盤，而不是早先所認為的原行星盤。
天文學家估計岩屑盤的內徑是11″±2″（70至102天文單位），該塵埃盤是較大型的岩屑碰撞後產生的碎片被輻射壓推向外圍所產生的。天文學家根據織女星的壽命，認為須要巨大的起始質量（估計為數百倍木星質量）來維持其塵埃盤。因此原先產生中等大小（或更大）的彗星或小行星可能性更高，後來這些天體與小型的天體或其它物體碰撞，結果產生更小的碎片。相較於恆星的年齡，這個塵埃盤是比較年輕的，除非有其它的碰撞事件繼續產生更多的塵粒，它最終將會消失。
帕洛瑪測試干涉儀在2001年的觀測結果與稍後威爾遜山天文台高解析度天文中心在2006年的觀測結果都顯示織女星擁有內塵埃帶。這個外星黃道塵位在距離恆星8天文單位的範圍內，可能是恆星系內動力擾動的證據。它可能是彗星或小行星猛烈的轟擊造成的，並且可能是行星系統存在的證據。

可能存在的行星

詹姆斯·克拉克·麥斯威爾望遠鏡在1997年的觀測顯示在織女星的中心區有朝向東北延展9″（70天文單位）的明亮區域。這個可能存在的塵埃盤若不是受到行星的攝動，就是有被塵埃包覆的天體在軌道上運轉。然而凱克望遠鏡的影像排除了有亮度在16等以上，超過12倍木星質量的天體存在，夏威夷聯合天文中心和加州大學的天文學家認為這個影像可能是行星系仍然在形成的證據。
天文學家要確定行星的性質相當困難，一篇發表於2002年論文認為這個團塊是偏心軌道上的一顆相當於木星質量的天體。軌道上聚集的塵埃與行星產生平均運動共振（它們的軌道周期與行星形成簡單的整數分數比）導致團塊形成。
天文學家在2003年曾提出一種假設，認為一顆約當海王星質量的天體經歷超過5,600萬年的時間，從40天文單位遷徙至65天文單位的位置，這個公轉軌道比較遙遠，可以讓岩石行星在比較接近織女星位置形成。這種行星遷徙可能需要與另一顆行星的重力產生交互作用，該行星質量更大，但是公轉軌道較小。
天文學家在2005年使用昴星團望遠鏡日冕儀進一步確認這顆環繞織女星的行星質量介於木星的5至10倍之間。天文學家在2007年使用更新且更敏銳布爾高原（Plateau de Bure）干涉儀來觀側該團塊，觀測結果顯示塵埃盤平滑且對稱，並未發現先前觀測到的團塊，假設的氣體巨行星是否存在也有疑慮。
雖然人類還不能直接看見這顆環繞著織女星的行星，但也不能排除行星系統的存在。因此可能有更接近恆星，軌道比較小的類地行星存在。行星環繞織女星的軌道傾角可能對準這顆恆星的赤道平面。如果人類站在環繞織女星的假設行星上觀看星空，太陽只是位於天鴿座的一顆4.3等暗星。

語源和文化象徵

阿拉伯人稱織女星為wāqi『（意思為「掉落」或「著陸」），而an-nasr al-wāqi『則是指「掉落的老鷹」。埃及天文學家Al Achsasi Al Mouakket制定的星表則稱這顆恆星為Al Nesr al Waki，後來被翻成拉丁語Vulture Cadens。古埃及將這個星座視為一隻禿鷹，而古印度則將這個星座視為一隻老鷹或禿鷹。阿方索十世下令編製的《阿方索星表》（Alfonsine Tables）中已經記錄下織女星的阿拉伯語名稱。
由於地球的自轉，恆星的位置每晚都會發生變化。然而如果一顆恆星位於地球自轉軸指向的位置時，它任何時候都會保持在固定的位置，這種恆星稱為指極星。地球自轉軸的位置隨著一個稱為進動過程而逐漸發生變化。每個完整的進動周期需要25,770 年， 這期間地球的旋轉軸在天球上畫出一個圓形的軌跡，這個軌跡會接近幾顆著名的恆星。當前這顆星是北極一，但是大約公元前12,000 年，地軸離織女星大概只有5°。隨著進動持續，地軸會在約公元14,000年的時候重新接近織女星。它將是歷史上最明亮的北極星。
對北玻里尼西亞人來說，織女星是眾所周知的年星（whetu o te tau）。它在歷史上曾象徵著新年的開始，應該準備播種。但最終這個功能被昴星團所替代。
亞述人把織女星稱為「天堂判官」（Dayan-same），而阿卡德語中則稱它為「天堂之魂」（Tir-anna）。 在巴比倫天文學中，織女星可能曾經是稱為Dilgan（意為「光之信使」）的恆星之一。對古希臘人來說，天琴座是俄耳甫斯（Orpheus）的豎琴，而織女星就是豎琴的柄。 而在羅馬帝國，秋天的起點就是基於織女星在特定的時刻從地平線升起的時候開始的。
在中國神話裡有一個七夕的故事，講述牛郎（牛郎星）和他的兩個孩子（河鼓一和河鼓三）與他們的母親織女（織女星）遭到銀河所分隔。 然而喜鵲會在每年中國農曆的七月初七於銀河上搭起一座橋，讓牛郎和織女短暫地相會。日本的七夕節（Tanabata）把織女星稱作「織姫」也是根據這個傳說。 
織女星在拜火教中有時候會與一個叫做Vanant（意思是「征服者」）的小神聯繫在一起。
織女星在印度神話中被稱作Abhijit。摩訶婆羅多的作者廣博仙人（毗耶娑，Maharshi Vyas）在摩訶婆羅多的森林篇（Vana Parva ，Chap.230, Verses 8-11）這章提到：「昴星團與織女互相競爭，所以它在夏季至點現身，於是織女從夜空中消失」。P·V·Vartak 在著作《The Scholarly Dating of Mahabharat》中認為這是因為織女星從西元前12000年開始逐漸接近天球極點所致。
中古時代的天文學家將織女星視為吉普賽人之星其中之一，認為它與橄欖石及香薄荷有關。德國天文學家海因里希·科尼利厄斯·阿格里帕（Heinrich Cornelius Agrippa）使用卡巴拉符號來表示織女星（當時稱為Vultur cadens）。Waghi、Vagieh及Veka在中古時代星表中都代表織女星。
雪佛蘭於1971年推出Chevrolet Vega，織女星成為第一顆被當作汽車名稱的恆星。歐洲太空總署研發的織女星運載火箭及洛克希德公司生產的Lockheed Vega也都是以織女星來命名。英國企鵝咖啡館樂團也將織女星當作歌曲名稱，收錄於《Concert Program》專輯中。