Jabarkan Sejarah pemerhatian dari Vega dalam bahasa melayu

Astrofotografi, fotografi objek angkasa, bermula pada tahun 1840 apabila John William Draper mengambil imej Bulan menggunakan proses daguerreotaip. Pada 17 Julai 1850, Vega menjadi bintang pertama (selain Matahari) yang diambil gambar, apabila ia diimej oleh William Bond dan John Adams Whipple di Balai Cerap Kolej Harvard, juga dengan daguerreotaip. Pada Ogos 1872, Henry Draper mengambil gambar spektrum Vega, gambar pertama spektrum bintang yang menunjukkan garis serapan. Garis yang serupa telah dikenal pasti dalam spektrum Matahari. Pada tahun 1879, William Huggins menggunakan gambar spektrum Vega dan bintang yang serupa untuk mengenal pasti satu set dua belas "garisan yang sangat kuat" yang biasa bagi kategori bintang ini. Ini kemudiannya dikenal pasti sebagai garisan daripada siri Hidrogen Balmer. Sejak 1943, spektrum bintang ini telah berfungsi sebagai salah satu titik penambat yang stabil di mana bintang lain diklasifikasikan.

Jarak ke Vega boleh ditentukan dengan mengukur anjakan paralaksnya terhadap bintang latar belakang semasa Bumi mengorbit Matahari. Orang pertama yang menerbitkan paralaks bintang ialah Friedrich GW von Struve, apabila dia mengumumkan nilai 0.125 arkasaat (") untuk Vega. Friedrich Bessel ragu-ragu tentang data Struve, dan, apabila Bessel menerbitkan paralaks 0.314″ untuk sistem bintang 61 Cygni, Struve menyemak nilainya untuk paralaks Vega kepada hampir dua kali ganda anggaran asal. Perubahan ini menimbulkan keraguan lagi pada data Struve. Oleh itu, kebanyakan ahli astronomi pada masa itu, termasuk Struve, mengkreditkan Bessel dengan hasil paralaks pertama yang diterbitkan. Walau bagaimanapun, keputusan awal Struve sebenarnya hampir dengan nilai yang diterima sekarang iaitu 0.129″, seperti yang ditentukan oleh satelit astrometri Hipparcos.

Kecerahan bintang, seperti yang dilihat dari Bumi, diukur dengan skala logaritma piawai. Magnitud ketara ini ialah nilai berangka yang berkurangan nilai dengan peningkatan kecerahan bintang. Bintang paling samar yang boleh dilihat dengan mata tanpa bantuan ialah magnitud keenam, manakala yang paling terang di langit malam, Sirius, adalah magnitud -1.46. Untuk menyeragamkan skala magnitud, ahli astronomi memilih Vega untuk mewakili magnitud sifar pada semua panjang gelombang. Oleh itu, selama bertahun-tahun, Vega digunakan sebagai garis dasar untuk penentukuran skala kecerahan fotometrik mutlak. Walau bagaimanapun, ini tidak lagi berlaku, kerana titik sifar magnitud ketara kini lazimnya ditakrifkan dari segi fluks tertentu yang ditentukan secara berangka. Pendekatan ini lebih mudah untuk ahli astronomi, kerana Vega tidak selalu tersedia untuk penentukuran dan berbeza dalam kecerahan.

Sistem fotometrik UBV mengukur magnitud bintang melalui penapis ultraungu, biru dan kuning, masing-masing menghasilkan nilai U, B dan V. Vega ialah salah satu daripada enam bintang A0V yang digunakan untuk menetapkan nilai min awal untuk sistem fotometrik ini apabila ia diperkenalkan pada tahun 1950-an. Purata magnitud bagi enam bintang ini ditakrifkan sebagai:  =  = 0. Sebenarnya, skala magnitud telah ditentukur supaya magnitud bintang-bintang ini adalah sama dalam bahagian kuning, biru dan ultraungu spektrum elektromagnet. Oleh itu, Vega mempunyai spektrum elektromagnet yang agak rata di rantau visual—julat panjang gelombang 350–850 nanometer, yang kebanyakannya boleh dilihat dengan mata manusia—jadi ketumpatan fluks adalah lebih kurang sama; 2,000–. Walau bagaimanapun, ketumpatan fluks Vega menurun dengan cepat dalam inframerah, dan hampir  pada .