Вега

**Вега** (**Алфа Лира**, **α Лира**) — најсветлата ѕвезда во северното соѕвездие Лира. Ја има Бајеровата ознака **α Lyrae**, која е латинизирана во **Alpha Lyrae** и скратено **Alpha Lyr** или **α Lyr**. Оваа ѕвезда е релативно блиску на само 25 светлосни години од Сонцето и е една од најсветлите ѕвезди во Сончевото соседство. Таа е петта најсветла ѕвезда на ноќното небо и втора најсветла ѕвезда на северната небесна полутопка, по Арктур.

Вега е опширно проучувана од астрономите, што довело до тоа да се нарече „веројатно следната најважна ѕвезда на небото по Сонцето“. Вега била северната поларна ѕвезда околу 12.000 п.н.е. и ќе биде повторно околу 13.727 година, кога нејзината деклинација ќе биде  . Вега станала првата ѕвезда освен Сонцето на која се фотографирале нејзиниот лик и спектар. Таа била една од првите ѕвезди чие растојание било проценето преку мерења на паралакса. Вега функционирала како основна линија за калибрирање на скалата на фотометриската осветленост и била една од ѕвездите користени за дефинирање на нултата точка за фотометрискиот систем UBV.

Вега е само околу една десетина од возраста на Сонцето, но бидејќи е 2,1 пати помасивна, очекуваниот животен век исто така е една десетина од оној на Сонцето; и двете ѕвезди во моментов се приближуваат до средината на нивниот животен век на главната низа. Во споредба со Сонцето, Вега има помало изобилство на елементи потешки од хелиумот. Вега е исто така променлива ѕвезда - односно ѕвезда чија светлина варира. Брзо се врти со брзина од  на екваторот. Ова предизвикува екваторот да се испакнува нанадвор поради центрифугалните ефекти и, како резултат на тоа, постои варијација на температурата низ фотосферата на ѕвездата која достигнува максимум на половите. Од Земјата, Вега е забележана од правец на еден од овие полови.

Врз основа на набљудувањата на повеќе инфрацрвено зрачење од очекуваното, се смета дека Вега има кружен околуѕвезден диск од прашина. Оваа прашина најверојатно е резултат на судири меѓу објекти во орбитирачки остаточен диск, што е аналогно на Кајперовиот Појас во Сончевиот Систем. Ѕвездите кои прикажуваат инфрацрвен вишок поради емисија на прашина се нарекуваат ѕвезди слични на Вега. Во 2021 година, со методот на радијална брзина бил откриен кандидат ултра жежок Нептун на 2,43-дневна орбита околу Вега, дополнително, уште еден можен сигнал од масата на Сатурн со период од околу 200 денови.

## Номенклатура
thumb|left|upright|Вега е најсветлата ѕвезда во соѕвездието Лира.

*[[α]] Лира* (латинизирано како *Alpha Lyrae*) е Бајерова ознака на ѕвездата. Традиционалното име *Лира* (претходно *Wega*) доаѓа од слободна транслитерација на арапскиот збор **' ([[арапски]]: <big>واقع</big>) што значи „паѓање“ или „слетување“, преку фразата **' (арапски: النّسر الْواقع), „паѓачкиот орел“. Во 2016 година, Меѓународниот астрономски сојуз (МАС) организирал Работна група за имиња на ѕвезди (РГИЅ) за каталогизирање и стандардизирање на официјалните имиња на ѕвезди. Првото соопштение на РГИЅ од јули 2016 година вклучувл табела со првите две серии од имиња одобрени од РГИЅ; меѓу кои била и *Вега* за оваа ѕвезда. Денес, името е внесено во Каталогот на имиња на ѕвездите на МАС.

## Набљудување

Вега често може да се види блиску до зенитот на средните северни географски широчини за време на летото во северната полутопка. Од средните јужни широчини, таа може да се види ниско над северниот хоризонт за време на јужната зима. Со деклинација од +38.78°, Вега може да се види само на географски широчини северно од 51° ЈГШ. Поради ова, таа воопшто не се појавува никаде на Антарктик или во најјужниот дел на Јужна Америка, вклучувајќи го и Пунта Аренас, Чиле (53° ЈГШ). На широчини северно од 51° СГШ, Вега останува постојано над хоризонтот како околуполарна ѕвезда. Околу 1 јули, Вега го достигнува полноќниот кулминациски момент кога ја преминува меридијанот во тоа време. Истовремено, Вега се спушта и го допира хоризонтот на  Север на полноќ на 31 декември/1 јануари, како што се гледа од 51° СГШ.

Секоја ноќ, позициите на ѕвездите изгледа дека се менуваат како што Земјата се врти. Меѓутоа, кога ѕвезда се наоѓа на оска на вртење на Земјата, таа ќе остане на истата позиција и затоа се нарекува поларна ѕвезда. Насоката на оска на вртење на Земјата постепено се менува со текот на времето во процесот познат како прецесија. Циклусот на прецесија трае 25.770 години, за време на кој полот на вртење на Земјата следи кружна патека низ небесната сфера што поминува блиску до неколку значајни ѕвезди. Во моментов, поларна ѕвезда е Северница, но околу 12.000 п.н.е. полот бил насочен само пет степени од Вега. Преку прецесија, полот повторно ќе премине близу до Вега околу 14.000 г. од нашата ера. Вега е најсветлата од последователните северни поларни ѕвезди. Во 210.000 години, Вега ќе стане најсветла ѕвезда на ноќното небо, и ќе достигне врвна светлина за 290.000 години со видлива величина од –0.81.

Оваа ѕвезда лежи на теме на широко распрснат астеризам наречен Летен триаголник, кој се состои од Вега и уште две ѕвезди од прва величина, Алтаир, во Аквила, и Денеб во Лебед. Оваа формација има приближна форма на прав триаголник, со Вега која се наоѓа на неговиот прав агол. Летниот триаголник е препознатлив на северните неба бидејќи во негова близина има малку други светли ѕвезди.

## Историја на набљудувања

Астрофотографијата, односно фотографијата на небесни тела, започнала во 1840 година кога Џон Вилијам Дрејпер кој направил слика на Месечината користејќи го процесот на дагереотипија. На 17 јули 1850 година, Вега станала првата ѕвезда (освен Сонцето) што била фотографирана, кога Вилијам Кранч Бонд и Џон Адамс Випл ја снимиле во Опсерваторијата на Харвардскиот колеџ, повторно користејќи дагереотипија. Во август 1872 година, Хенри Дрејпер направил фотографија од спектарот на Вега, што претставувала првата фотографија од спектарот на некоја ѕвезда, покажувајќи линии на апсорпција. Слични линии претходно биле идентификувани во спектарот на Сонцето. Во 1879 година, Вилијам Хагинс користел фотографии од спектрите на Вега и слични ѕвезди за да идентификува сет од дванаесет „многу силни линии“ кои биле заеднички за оваа категорија на ѕвезди. Подоцна било утврдено дека овие линии потекнуваат од Балмеровата серија на водород. Од 1943 година, спектарот на оваа ѕвезда служи како еден од стабилните наводни точки за класификација на други ѕвезди.

Растојанието до Вега може да се утврди преку мерење на нејзината паралакса во споредба со позадинските ѕвезди додека Земјата орбитира околу Сонцето. Џузепе Каландрели забележал паралакса на ѕвездите во 1805-06 година и пресметал вредност од 4 секунди за ѕвездата, што било големо преценување. Првата личност што ја објавила паралаксата на ѕвезда бил Фридрих Георг Вилхелм фон Струве, кога објавил вредност од 0.125 арксекунди  () за Вега. Фридрих Бесел бил скептичен во врска со податоците на Струве и, кога Бесел објавил паралакса од 0.314″ за ѕвездениот систем 61 Лебед, Струве ја ревидирал својата вредност за паралаксата на Вега и ја зголемил на речиси двојно повеќе од првичната проценка. Оваа промена дополнително ги фрлила податоците на Струве во сомнеж. Така, повеќето астрономи во тоа време, вклучувајќи го и Струве, го признале Бесел за првиот што објавил резултати за паралакса. Сепак, првичниот резултат на Струве бил близу до моментално прифатената вредност од 0.129″, утврдена од Хипаркос астрометрискиот сателит.

Светлината на ѕвезда, како што се гледа од Земјата, се мери со стандардизирана логаритамска скала. Оваа привидна величина е нумеричка вредност која се намалува со зголемување на светлината на ѕвездата. Најслабите ѕвезди што можат да се видат со голо око се од шеста величина, додека најсветлата на ноќното небо, Сириус, има величина од −1,46. За да се стандардизира скалата за величина, астрономите ја избрале Вега и неколку слични ѕвезди и ја просекувале нивната светлина за да претставуваат величина нула на сите бранови должини. Така, многу години, Вега се користела како основа за калибрација на апсолутната фотометриска скала на светлина. Сепак, ова повеќе не е случај, бидејќи нултата точка на видливата величина денес обично се дефинира во однос на специфичен бројчено дефиниран флукс. Овој пристап е попогоден за астрономите, бидејќи Вега не е секогаш достапна за калибрација и нејзината светлина варира.

UBV фотометриски систем ја мери величината на ѕвездите преку ултравиолетови, сини и жолти филтри, произведувајќи вредности *U*, *B* и *V*, соодветно. Вега е една од шесте ѕвезди од тип А0V кои биле користени за поставување на почетните средни вредности за овој фотометриски систем кога бил воведен во 1950-тите. Средните величини за овие шест ѕвезди биле дефинирани како:  =  = 0. Всушност, скалата за величина била калибрирана така што величината на овие ѕвезди е иста во жолтата, сината и ултравиолетовата област на електромагнетниот спектар. Така, Вега има релативно рамномерен електромагнетен спектар во визуелниот регион—опсег на бранови должини од 350 до 850 нанометари, повеќето од кои можат да се видат со човечко око—така што густините на флуксот се приближно еднакви; 2.000–. Сепак, густината на флуксот на Вега брзо опаѓа во инфрацрвено, и е околу  на .

Фотометриските мерења на Вега во 1930-тите години покажале дека ѕвездата имала варијации со мала величина од ±0.03 величина (околу ±2.8% осветленост). Овој опсег на варијации бил блиску до границите на способноста за набљудување во тоа време, па затоа прашањето за варијабилноста на Вега било спорно. Величината на Вега повторно била измерена во 1981 година во Опсерваторија Дејвид и покажала мала променливост. Така, било предложено дека Вега покажува повремени пулсирања со мала амплитуда поврзани со променливата Делта Штит. Ова е категорија на ѕвезди кои осцилираат на кохерентен начин, што резултира со периодични пулсирања во сјајноста на ѕвездата. Иако Вега одговара на физичкиот профил за овој тип на променлива, други набљудувачи не нашле таква варијација. Така се сметало дека варијабилноста е веројатно резултат на систематски грешки во мерењето. Сепак, една статија од 2007 година ги истражувла овие и други резултати и заклучила дека „*Конзервативната анализа на горенаведените резултати сугерира дека Вега е сосема веројатно променлива во опсег од 1-2%, со можни повремени екскурзии до дури 4% од просечната*“. Исто така, една статија од 2011 година потврдува дека „Долгорочната (од година на година) варијабилност на Вега била потврдена“.

Вега станала првата осамена ѕвезда од главната низа надвор од Сонцето за која се знае дека е емитер на Х-зраци кога во 1979 година била забележана од телескоп со рендгенски зраци лансиран на Aerobee 350 од ракетниот опсег White Sands. Во 1983 година, Вега стана првата ѕвезда која има диск од прашина. Инфрацрвениот астрономски сателит (IRAS) откри вишок на инфрацрвено зрачење што доаѓа од ѕвездата, а тоа се припишува на енергијата што ја емитува орбитирачката прашина додека таа се загрева од ѕвездата.

## Физички карактеристики

Вега е од класата A0V, што ја прави ѕвезда на главната низа со бела боја со синкав тон, која фузира водород во хелиум во своето јадро. Поголемите ѕвезди побрзо ја користат својата фузиска енергија од помалите, така што животниот век на главната низа на Вега е околу една милијарда години, што е една десетина од животниот век на Сонцето. Тековната старост на оваа ѕвезда е околу 455 милиони години, или до половина од очекуваниот животен век на главната низа. По напуштањето на главната низа, Вега ќе стане ѕвезда од класата М, односно црвен џин, и ќе изгуби голем дел од својата маса, на крајот станувајќи бело џуџе. Во моментов, Вега има повеќе од двојно поголема маса од Сонцето, а нејзината болометриска светлосна јачина е околу 40 пати поголема од онаа на Сонцето.  Бидејќи брзо се врти, приближно еднаш на секои 16,5 часа, и се гледа речиси директно од нејзиниот пол, нејзината привидна светлосна јачина, пресметана со претпоставка дека има иста светлина насекаде, е околу 57 пати поголема од Сонцето. Доколку Вега е променлива, тогаш можеби е од типот Делта Штит со период од околу 0.107 ден.

Поголемиот дел од енергијата произведена во јадрото на Вега е генерирана од циклусот јаглерод-азот-кислород (CNO циклус), процес на нуклеосинтеза кој ги комбинира протоните за да формира јадра на хелиум преку посредни јадра на јаглерод, азот и кислород. Овој процес станува доминантен на температура од околу 17 милиони К, што е малку повисока од температурата на средината на Сонцето, но е помалку ефикасна од реакцијата на фузија на протонско-протонскиот ланец на Сонцето. Циклусот CNO е многу чувствителен на температура, што резултира со струевит слој  околу јадрото што рамномерно ја распределува „пепелта“ од реакцијата на фузија во областа на јадрото. Надворешната атмосфера е во радијативна рамнотежа. Овде, за разлика од Сонцето, има зрачен слој во средината на јадрото со прекриена зона на конвекција.

Енергетскиот флукс од Вега е прецизно измерен во однос на стандардните извори на светлина. На , густината на флуксот е  со маргина на грешка од 2%. Во привидниот спектар на Вега доминираат линии на апсорпција на водород; конкретно од водородната Балмерова серија со електронот на n=2 како главен квантен број. Линиите на другите елементи се релативно слаби, а најсилни се јонизираниот магнезиум, железо и хром. Емисијата на Х-зраци од Вега е многу мала, што покажува дека короната за оваа ѕвезда мора да биде многу слаба или да не постои. Меѓутоа, бидејќи полот на Вега е свртен кон Земјата и може да биде присутна поларна коронална дупка,, потврда за корона како веројатен извор на рендгенските зраци откриени од Вега (или регионот многу блиску до Вега) може да биде тешко бидејќи повеќето коронални рендгенски зраци не би се емитувале по должина на линијата на видот.

Со помош на спектрополариметрија, било откриено магнетно поле на површината на Вега од страна на тим астрономи во Опсерваторијата Пик ди Миди. Ова е прва таква детекција на магнетно поле на ѕвезда од спектрална класа А која не е Ap-хемиски чудна ѕвезда. Просечната компонента на видното поле на ова поле има јачина од  гаус (G). Ова е споредливо со средното магнетно поле на Сонцето. Пријавени се магнетни полиња од околу 30 G за Вега, во споредба со околу 1 G за Сонцето. Во 2015 година, на површината на ѕвездата биле откриени светли ѕвездени дамки - првото такво откривање за нормална ѕвезда од типот А, и овие карактеристики покажуваат докази за вртежна модулација со период од 0,68&nbsp;ден.

### Вртење
Вега има период на вртење од 16,3 часа, многу побрзо од периодот на вртење на Сонцето, но сличен и малку побавен од оние на Јупитер и Сатурн. Поради тоа, Вега е значително сфероидна како тие две планети.

Кога полупречникот на Вега бил измерен со висока точност со интерферометар, тоа резултирало со неочекувано голема проценета вредност од  пати поголема од Сончевиот полупречник. Тој е 60% поголем од полпречникот на ѕвездата Сириус, додека ѕвездените модели покажале дека треба да биде само околу 12% поголем. Сепак, ова несовпаѓање може да се објасни дококлку Вега е ѕвезда која брзо се врти и се гледа од насоката на нејзиниот пол на вртење. Набљудувањата од низата CHARA во 2005-06 година го потврдиле овој заклучок.

мини|Споредба на големината на Вега (лево) со Сонцето (десно)

Полот на Вега - неговата вртежна оска - е наклонет не повеќе од пет степени од линијата на видот кон Земјата. На највисокиот крај на проценките за брзината на вртење за Вега е   по должината на екваторот, многу повисока од набљудуваната (т.е. проектираната ) брзина на вртење бидејќи Вега се гледа речиси на полот. Ова е 88% од брзината што би предизвикала ѕвездата да почне да се распаѓа од центрифугалните ефекти. Оваа брзо вртење на Вега произведува изразено екваторијално испакнување, така што полупречникот на екваторот е 19% поголем од поларниот полупречник, во споредба со нешто под 11% за Сатурн, најраспространетата од планетите на Сончевиот систем. (Проценетиот поларен полупречник на оваа ѕвезда е  сончеви полупречници, додека екваторијалниот полупречник е  сончеви полупречници.) Од Земјата, оваа испакнатост се гледа од насоката на нејзиниот пол, создавајќи премногу голема проценка за полупречникот.

Месната површинска гравитација на половите е поголема отколку на екваторот, што создава варијација во делотворната температура над ѕвездата: поларната температура е близу , додека екваторијалната температура е околу  келвини. Оваа голема температурна разлика помеѓу половите и екваторот произведува силен ефект на затемнување на гравитацијата. Како што се гледа од половите, ова резултира со потемни (со помал интензитет) рабови отколку што вообичаено би се очекувало за сферично симетрична ѕвезда. Температурниот градиент исто така може да значи дека Вега има регион на конвекција околу екваторот, додека остатокот од атмосферата веројатно е во речиси чист зрачен слој. Според теоремата на Фон Цајпел, месната сјајност е поголема на половите. Како резултат на тоа, ако Вега се гледа по рамнината на нејзиниот екватор наместо речиси на полот, тогаш нејзината вкупна сјајност би била помала.

Бидејќи Вега долго време се користела како стандардна ѕвезда за калибрирање, откритието дека таа брзо се врти може да предизвика некои од основните претпоставки кои се засноваа на тоа дека таа е сферично симетрична. Со аголот на гледање и стапката на вртење на Вега кои денес се подобро познати, ова ќе овозможи подобрени калибрации на инструментите.

### Изобилство на елементи
Во астрономијата, оние елементи со поголем атомски број од хелиумот се нарекуваат „металични“. Металичноста на фотосферата на Вега е само околу 32% од изобилството на тешки елементи во атмосферата на Сонцето.(Споредбено го ова, на пример, со тројно изобилство на металничост во сличната ѕвезда Сириус во споредба со Сонцето.) За споредба, Сонцето има изобилство на елементи потешки од хелиумот од околу Z Sol&nbsp;=&nbsp;. Така, во однос на изобилството, само околу 0,54% од Вега се состои од елементи потешки од хелиумот. Азот е малку позастапен, кислородот е само маргинално помалку изобилството на сулфур е околу 50% од сончевата енергија. Од друга страна, Вега има само 10% до 30% од сончевото изобилство за повеќето други главни елементи со бариум и скандиум под 10%.

Невообичаено ниската металничост на Вега ја прави слаба ѕвезда од типот на Ламбда Воловар. Сепак, причината за постоењето на такви хемиски чудни, спектрални ѕвезди од класа A0-F0 останува нејасна. Една од можностите е дека хемиската особеност може да биде резултат на расејување или губење на масата, иако ѕвездените модели покажуваат дека тоа вообичаено би се случило единствено при крајот на животниот век на ѕвездата што гори во водород. Друга можност е дека ѕвездата настанала од меѓуѕвездена средина од гас и прашина која била невообичаено сиромашна со метал.

Набљудуваниот сооднос на хелиум и водород во Вега изнесува , што е околу 40% пониско од Сонцето. Ова може да биде предизвикано од исчезнувањето на струевитиот слој на хелиум во близина на површината. Пренесувањето на енергија наместо тоа се врши со радијативен процес, кој може да предизвика аномалија на изобилството преку дифузија.

### Кинематика
Радијалната брзина на Вега е компонента на движењето на оваа ѕвезда по должина на линијата на видот до Земјата. Движењето подалеку од Земјата ќе предизвика светлината од Вега да се префрли на пониска честота (кон црвено) или на поголема фреквенција (кон сина) доколку движењето е кон Земјата. Така, брзината може да се мери од количината на поместување на спектарот на ѕвездата. Прецизните мерења на ова сино поместување даваат вредност од . Знакот минус означува релативно движење кон Земјата.

Движењето попречно на линијата на видот предизвикува промена на местоположбата на Вега во однос на подалечните ѕвезди во позадина. Внимателно мерење на положбата на ѕвездата овозможува да се пресмета ова аголно движење, познато како сопствено движење. Сопственото движење на Вега е  (мас) годишно во десната асцензија - небесниот еквивалент на географската должина - и  во деклинација, што е еквивалентно на промена на географската ширина. Нето правилното движење на Вега е  мас/год. што резултира со аголно движење од степен на секои  години.

Во галактичкиот координатен систем, компонентите на вселенската брзина на Вега се (U, V, W) = , за нето вселенска брзина од  км/сек.. Радијалната компонента на оваа брзина - во насока на Сонцето - е  км/сек., додека попречната брзина е  км/сек. Иако Вега во моментов е само петтата најсветла ѕвезда на ноќното небо, ѕвездата полека сјае бидејќи правилното движење предизвикува да се приближи до Сонцето.  Вега ќе го направи својот најблизок пристап за околу 264.000 години на перихелско растојание од .

Врз основа на кинематичките својства на оваа ѕвезда, се смета дека припаѓа на ѕвезденото здружение наречено Кастерска движечка група. Сепак, Вега можеби е многу постара од оваа група, така што членството останува неизвесно.  Оваа група содржи околу 16 ѕвезди, вклучувајќи ги Алфа Вага, Алфа Кефеј, Кастор, Фомалхаут и Вега. Сите членови на групата се движат во речиси иста насока со слични вселенски брзини . Членството во подвижна група подразбира заедничко потекло за овие ѕвезди во расеано јато кое оттогаш станало гравитациски неповрзано. Проценетата возраст на оваа подвижна група е  милиони години, и тие имаат просечна вселенска брзина од  км/сек.

## Можен планетарен систем

[thumb|Средна инфрацрвена (24 μm) слика на [Остаточен диск|остаточниот диск околу Вега]]

### Инфрацрвен вишок
Еден од раните резултати од инфрацрвениот астрономски сателит (ИЦАС) било откривањето на вишок инфрацрвен флукс што доаѓа од Вега, надвор од она што би се очекувало само од ѕвездата. Овој вишок бил измерен на бранови должини од 25, 60 и  μm, и аголен полупречник од 10" на самата ѕвезда. На измереното растојание на Вега, ова одговарало на вистински полупречник од  астрономски единици (АЕ), каде што АЕ е просечниот полупречник на орбитата на Земјата околу Сонцето. Било предложено дека ова зрачење доаѓа од поле на орбитирачки честички со димензија од редот на милиметар, бидејќи сè помало на крајот ќе биде отстрането од системот со притисок на зрачење или вовлечено во ѕвездата со помош на Појнтингово-Робертсоновото влечење. Вториот е резултат на притисокот на зрачење што создава делотворна сила што се спротивставува на орбиталното движење на честичката прашина, предизвикувајќи таа да се спира навнатре. Овој ефект е најизразен за ситните честички кои се поблиску до ѕвездата. .

Последователни мерења на Вега на  μm покажале помал од очекуваниот флукс за хипотетизираните честички, што сугерира дека тие треба да бидат од редот на  μm или помалку. За да се одржи оваа количина прашина во орбитата околу Вега, ќе биде потребен постојан извор на надополнување. Предложениот механизам за одржување на прашината бил диск од споени тела кои биле во процес на колапс за да формираат планета. Моделите наместени на распространување на прашина околу Вега покажуваат дека станува збор за кружен диск со полупречник од 120 астрономски единици, гледан од полот. Покрај тоа, има дупка во средината на дискот со полупречник не помал од  АЕ.

По откривањето на вишок на инфрацрвени зраци околу Вега, биле пронајдени и други ѕвезди кои покажуваат слична аномалија која се припишува на емисијата на прашина. Почнувајќи од 2002 година, биле пронајдени околу 400 од овие ѕвезди, и тие станале познати како „Вега“ или „вишок од Вега“. Се верува дека тие можат да дадат индиции за потеклото на Сончевиот систем.

### Остаточни дискови
До 2005 година, вселенскиот телескоп „Спицер“ произвел инфрацрвени снимки со висока резолуција од прашината околу Вега. Се покажало дека се протега до 43 инчи ( АЕ) на бранова должина од  μm, 70″ ( АЕ) на  μm и " ( АЕ) на  μm. Било утврдено дека овие многу пошироки дискови се кружни и без грутки, со честички прашина кои се движат од 1 до  μm во големина. Проценетата вкупна маса на оваа прашина е 3  пати поголема од Земјината маса (околу 7,5 пати помасивна од астероидниот појас). Производството на прашина би барало судири помеѓу астероиди во популација што одговара на Кајперовиот Појас околу Сонцето. Така, прашината е поверојатно создадена од остаточен диск околу Вега, наместо од протопланетарен диск како што се сметало порано..

[лево|мини|Концептот на уметникот за неодамнешниот масивен судир на објекти со големина на [џуџеста планета што можеби придонеле за прстенот околу Вега]]

Внатрешната граница на остаточниот диск била проценета на , или . Дискот се создава додека притисокот на зрачење од Вега ги турка остатоците од судирите на поголемите предмети кон надвор. Сепак, континуираното производство на количината на прашина забележана во текот на животот на Вега би барала огромна почетна маса - проценета како стотици пати поголема од Јупитеровата маса. Оттука, поверојатно е дека е произведен како резултат на релативно неодамнешно распаѓање на комета или астероид со средна големина (или поголема), кои потоа дополнително се фрагментирани како резултат на судири помеѓу помалите компоненти и другите тела. Овој прашлив диск би бил релативно млад на временската скала на староста на ѕвездата и на крајот ќе биде отстранет освен ако други настани од судир не обезбедат повеќе прашина.

Набљудувањата, најприн со Паломарскиот интерферометар за тестирање од Дејвид Цијарди и Џерард ван Бел во 2001 година, а потоа подоцна потврдени со низата CHARA на планината Вилсон во 2006 година и низата со инфрацрвени оптички телескопи на планината Хопкинс во 2011 година,  откриле докази за внатрешна лента од прашина околу Вега. Со потекло од  на ѕвездата, оваа егзозодијачка прашина може да биде доказ за динамички пертурбации во системот. Ова може да биде предизвикано од интензивно бомбардирање на комети или метеори и може да биде доказ за постоење на планетарен систем.

### Можни планети
Набљудувањата од телескопот „Џејмс Клерк Максвел“ во 1997 година откриле „издолжен светол средиштен регион“ кој достигнува врв на 9" () североисточно од Вега. Ова било хипотезирано или како пертурбација на остаточниот диск од планета или на друг објект кој орбитира и е опкружен со прашина. Сепак, снимките од Кековиот телескоп ја отфрлиле можноста за придружник до магнитуда 16, што би одговарало на тело со повеќе од 12 пати поголема јупитеровата маса. Астрономите од Заедничкиот астрономски центар на Хаваи и во UCLA сугерираат дека сликата може да укаже на планетарен систем кој сè уште е во процес на формирање.

Одредувањето на природата на планетата не било едноставно; еден труд од 2002 година претпоставува дека грутките се предизвикани од планета со маса приближна на јупитеровата на ексцентрична орбита. Прашината би се собирала во орбитите кои имаат резонанции на средно движење со оваа планета - каде што нивните орбитални периоди формираат цели фракции со периодот на планетата - создавајќи го добиеното згрутчување..

мини|Уметнички впечаток за планетата околу Вега

Во 2003 година, се претпоставувало дека овие грутки може да бидат предизвикани од планета со маса на Нептун која мигрирала од 40 до  АЕ пред околу 56&nbsp;милиони&nbsp;години, орбита доволно голема за да овозможи формирање на помали земјовидни планети поблиску до Вега. Миграцијата на оваа планета најверојатно ќе бара гравитациска интеракција со втора планета со поголема маса во помала орбита.

Користејќи коронограф на телескопот Субару на Хаваи во 2005 година, астрономите можеле дополнително да ја ограничат големината на планетата што орбитира околу Вега на не повеќе од 5-10 пати поголема од јупитеровата маса. Прашањето за можните грутки во остаточниот дск било повторно разгледано во 2007 година со користење на понови, почувствителни инструменти на интерферометарот Плато де Буре. Набљудувањата покажале дека прстенот од остатоци е мазен и симетричен.. Не биле пронајдени докази за дамките пријавени претходно, што фрла сомнеж за хипотетизираната џиновска планета. Мазната структура била потврдена во последователните набљудувања од Хјуз и сор. (2012) и вселенскиот телескоп „Хершел“.

Иако планетата допрва треба директно да се набљудува околу Вега, сè уште не може да се исклучи присуството на планетарен систем. Така би можело да има помали, земјовидни планети кои орбитираат поблиску до ѕвездата. Наклонот на планетарните орбити околу Вега веројатно е тесно усогласен со екваторијалната рамнина на оваа ѕвезда.

Од перспектива на набљудувач на хипотетичка планета околу Вега, Сонцето би изгледало како бледа ѕвезда со големина од 4,3 магнитуди во соѕвездието Гулаб. 

Во 2021 година, труд кој анализирал десетгодишни спектри на Вега, открил кандидатски сигнал од 2,43 дена околу Вега, статистички проценет дека има само 1% шанси да биде лажно позитивен.  Со оглед на амплитудата на сигналот, авторите процениле минимална маса од  маси на Земјата, но со оглед на многу коси вртежи на самата Вега од само 6,2° од перспектива на Земјата, планетата може да биде порамнета и на оваа рамнина, што и дава вистинска маса од  земјини маси. Истражувачите откриле и слаб  -ден сигнал кој може да се преведе на  земјински маси ( со наклон од 6,2°), но е премногу слаб за да се тврди дека е вистински сигнал со достапни податоци.

## Етимологија и културно значење
Се верува дека името е изведено од арапскиот термин *Al Nesr al Waki* **النسر الواقع** кој се појавил во каталогот на ѕвезди ел-Акасиси ел-Мукет и бил преведен на латински како *Vultur Cadens*, „орел/мршојадец што паѓа“. Соѕвездието било претставено како мршојадец во древниот Египет и како орел или мршојадец во античка Индија. Арапското име потоа се појавило во западниот свет во *Алфонсиновите табели* кои биле составени помеѓу 1215 и 1270 година по наредба на кралот Алфонсо X. Средновековните астролаби од Англија и Западна Европа ги користеле имињата Вега и Алвака и ги прикажувале неа и Алтаир како птици.

Меѓу северниот полинезиски народ, Вега била позната како *whetu o te tau*, годишната ѕвезда. За одреден период од историјата, тоа го означи почетокот на нивната нова година кога ќе се подготви теренот за садење. На крајот оваа функција ѕведата била означена со Плејадите.

Асирците ја нарекле оваа поларна ѕвезда како Дајан-саме, „Судијата на небото“, додека на акадски таа била позната како Тир-ана, „Животот на небото“. Во вавилонската астрономија, Вега можеби била една од ѕвездите по име Дилган, „Гласник на светлината“. За старите Грци, соѕвездието било формирано од харфата на Орфеј, со Вега како нејзина рачка. За Римското Царство, почетокот на есента се засновало на часот во кој Вега застанува под хоризонтот.

На кинески, , што значи *[[Вол (кинеско соѕвездие)|ткајачка девојка]] (астеризам)*, се однесува на астеризам кој се состои од Vega, ε Лира и ζ 1 Лира. Следствено, кинеското име за Вега е  „Прва ѕвезда на девојката ткајачка“.). Во кинеската митологија, постои љубовна приказна за Кикси () во кој Ниуланг (, Алтаир) и неговите две деца (β Орел и γ Орел) се одвоени од нивната мајка Жину (, сјајната „ткајачка-девојка“, Вега) која се наоѓа на далечната страна на реката, Млечниот Пат. Меѓутоа, еден ден годишно на седмиот ден од седмиот месец од кинескиот месечев календар, страчките прават мост за Ниуланг и Жину повторно да бидат заедно на кратка средба. Јапонскиот фестивал Танабата, во кој Вега е познат како *Орихиме* (織姫), исто така се заснова на оваа легенда.

Во зороастризмот, Вега понекогаш се поврзувала со Ванант, мало божество чие име значи „освојувач“.

Домородниот народ Буронг од северозападна Викторија, Австралија, ја нарекла *Нејлоан*,  „летечка кокошка“.

Во *[[Багаватам пурана|Шримад Бхагаватам]]*, Шри Кришна му кажува на Арџуна дека меѓу Накшатра тој е Абхиџит, која забелешка укажува на поволноста на оваа Накшатра.

Средновековните астролози ја вброиле Вега како една од бехенските ѕвезди и ја поврзале со хризолит и планинска чубрика. Корнелиј Агрипа го навел неговиот кабалистички знак Податотека:Agrippa1531_Vulturcadens.png под *Vultur cadens*, буквален латински превод на арапското име. Табелите на средновековните ѕвезди ги навеле и алтернативните имиња Ваги, Вагиех и Века за оваа ѕвезда.

Поемата на В.Х. Оден од 1933 година „Летна ноќ (на Џефри Хојланд)“  славно започнува со двојката „Надвор на тревникот лежам во кревет,/Вега видлива над главата“.

Вега станала првата ѕвезда која имала автомобил именувана по неа со француската линија на автомобили Facel Vega од 1954 година наваму, а подоцна, во Америка, Шевролет ја лансирала Вега во 1971 година. Други возила именувани по Вега го вклучуваат системот за лансирање Вега на Европската вселенска агенција и авионот Локхид Вега.

## Белешки

## Наводи

## Надворешни врски

* 
* 
* 

Категорија:Севернополарни ѕвезди
Категорија:HIP-објекти
Категорија:HD-објекти
Категорија:Глизеови објекти
Категорија:Флемстидови објекти
Категорија:Тела од Бонскиот преглед
Категорија:HR-објекти
Категорија:Бајерови објекти
Категорија:Лира (соѕвездие)
Категорија:Хипотетички планетарни системи
Категорија:Околуѕвездени дискови
Категорија:Ѕвезди од типот на Ламбда Воловар
Категорија:Променливи ѕвезди од типот на Делта Штит
Категорија:Ѕвезди од главната низа од типот A
Категорија:Статии со извори на кинески (zh)