Vega

**Vega** () ialah bintang paling terang di buruj utara Lyra. Ia mempunyai sebutan Bayer **α Lyrae**, yang dilatinkan kepada **Alpha Lyrae** dan disingkatkan **Alpha Lyr** atau **α Lyr**. Bintang ini agak dekat pada hanya  dari Matahari, dan salah satu bintang paling bercahaya di kawasan kejiranan Matahari. Ia adalah bintang kelima paling terang di langit malam, dan bintang kedua paling terang di hemisfera cakerawala utara, selepas Arcturus.

Vega telah dikaji secara meluas oleh ahli astronomi, menyebabkan ia dipanggil "boleh dikatakan bintang paling penting seterusnya di langit selepas Matahari". Vega ialah bintang kutub utara sekitar 12,000 SM dan akan menjadi begitu sekali lagi sekitar tahun 13,727, apabila deklinasinya ialah . Vega ialah bintang pertama selain Matahari yang diambil gambar imej dan spektrumnya. Ia adalah salah satu bintang pertama yang jaraknya dianggarkan melalui pengukuran paralaks. Vega telah berfungsi sebagai garis dasar untuk menentukur skala kecerahan fotometrik dan merupakan salah satu bintang yang digunakan untuk menentukan titik sifar untuk sistem fotometrik UBV.

Vega hanya kira-kira sepersepuluh daripada umur Matahari, tetapi memandangkan ia 2.1 kali lebih besar, jangka hayatnya juga adalah sepersepuluh daripada umur Matahari; kedua-dua bintang pada masa ini menghampiri titik tengah jangka hayat jujukan utamanya. Berbanding dengan Matahari, Vega mempunyai kelimpahan unsur yang lebih rendah lebih berat daripada helium. Vega juga merupakan bintang berubah-ubah yang sedikit berbeza dalam kecerahan. Ia berputar dengan pantas dengan halaju  di khatulistiwa. Ini menyebabkan khatulistiwa membonjol ke luar akibat kesan emparan, dan, akibatnya, terdapat variasi suhu merentasi fotosfera bintang yang mencapai maksimum di kutub. Dari Bumi, Vega diperhatikan dari arah salah satu kutub ini.

Berdasarkan lebihan pelepasan sinaran inframerah yang diperhatikan, Vega nampaknya mempunyai habuk sebagai cakera lilit bintang. Debu ini berkemungkinan disebabkan oleh perlanggaran antara objek dalam cakera serpihan yang mengorbit, yang serupa dengan lingkaran Kuiper dalam Sistem Suria. Bintang yang memaparkan lebihan inframerah akibat pelepasan habuk dipanggil "bintang seperti Vega". Pada 2021, calon Neptun ultra-panas pada orbit 2.43 hari mengelilingi Vega ditemui dengan kaedah halaju jejarian, selain itu, satu lagi isyarat jisim Zuhal yang berkemungkinan dengan tempoh kira-kira 200 hari. 

## Tatanama

*[[Alfa|α]] Lyrae* (Latin kepada *Alpha Lyrae*) ialah sebutan Bayer bintang itu. Nama tradisional *Vega* (dahulunya *Wega*) berasal daripada transliterasi longgar perkataan Arab **' ([[Bahasa Arab|Arab]] : <big>واقع</big>) yang bermaksud "jatuh" atau "mendarat", melalui frasa **' (Arab : النّسر الْواقع), "helang yang menjunam". Pada tahun 2016, Kesatuan Astronomi Antarabangsa (IAU) telah menganjurkan Kumpulan Kerja mengenai Nama Bintang (WGSN) untuk mengkatalog dan menyeragamkan nama yang sesuai untuk bintang. Buletin pertama WGSN pada Julai 2016 termasuk jadual dua kelompok pertama nama yang diluluskan oleh WGSN; yang termasuk *Vega* untuk bintang ini. Ia kini begitu dimasukkan dalam Katalog Nama Bintang IAU.

## Pemerhatian

Vega selalunya boleh dilihat berhampiran zenit di latitud pertengahan utara pada waktu petang di musim panas Hemisfera Utara. Dari latitud pertengahan selatan, ia boleh dilihat rendah di atas ufuk utara semasa musim sejuk Hemisfera Selatan. Dengan deklinasi +38.78°, Vega hanya boleh dilihat di latitud utara 51° S. Oleh itu, ia tidak timbul sama sekali di mana-mana di Antartika atau di bahagian paling selatan Amerika Selatan, termasuk Punta Arenas, Chile (53° S). Di latitud di utara 51° U, Vega kekal di atas ufuk sebagai bintang lilit kutub. Sekitar 1 Julai, Vega mencapai kemuncak tengah malam apabila ia melintasi meridian pada masa itu.

Setiap malam kedudukan bintang kelihatan berubah apabila Bumi berputar. Walau bagaimanapun, apabila bintang terletak di sepanjang paksi putaran Bumi, ia akan kekal pada kedudukan yang sama dan dengan itu dipanggil bintang kutub. Arah paksi putaran Bumi berubah secara beransur-ansur mengikut masa dalam proses yang dikenali sebagai liukan ekuinoks. Kitaran liukan lengkap memerlukan 25,770&nbsp;tahun, pada masa itu kutub putaran Bumi mengikut laluan bulat merentasi sfera cakerawala yang melintas berhampiran beberapa bintang yang menonjol. Pada masa ini bintang kutub ialah Polaris, tetapi sekitar 12,000 SM kutub itu hanya diarahkan lima darjah dari Vega. Melalui liukan, kutub itu sekali lagi akan melepasi berhampiran Vega sekitar 14,000 M. Vega adalah bintang kutub utara yang paling terang berturut-turut. Dalam 210,000 tahun, Vega akan menjadi bintang paling terang di langit malam, dan akan memuncak dalam kecerahan dalam 290,000 tahun dengan magnitud ketara -0.81.

Bintang ini terletak pada puncak asterisme jarak luas yang dipanggil Segi Tiga Musim Panas, yang terdiri daripada Vega ditambah dua bintang magnitud pertama Altair, di Aquila, dan Deneb di Cygnus. Pembentukan ini adalah anggaran bentuk segi tiga tepat, dengan Vega terletak pada sudut tepatnya. Segi Tiga Musim Panas boleh dikenali di langit utara kerana terdapat beberapa bintang terang lain di sekitarnya.

## Sejarah pemerhatian

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:  =  =&nbsp;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 .

## Ciri-ciri fizikal
Kelas spektrum Vega ialah A0V, menjadikannya bintang jujukan utama putih berwarna biru yang melakurkan hidrogen kepada helium dalam terasnya. Memandangkan lebih banyak bintang besar menggunakan bahan api lakuran mereka lebih cepat daripada yang lebih kecil, hayat jujukan utama Vega adalah kira-kira satu bilion tahun, sepersepuluh daripada Matahari. Umur semasa bintang ini adalah kira-kira 455&nbsp;juta tahun, atau sehingga kira-kira separuh jangka hayat keseluruhan jujukan utamanya. Selepas meninggalkan urutan utama, Vega akan menjadi gergasi merah kelas-M dan menumpahkan sebahagian besar jisimnya, akhirnya menjadi kerdil putih. Pada masa ini, Vega mempunyai lebih daripada dua kali jisim  Matahari dan kilauan bolometriknya adalah kira-kira 40 kali ganda Matahari. Memandangkan ia berputar dengan pantas, kira-kira sekali setiap 16.5 jam, dan dilihat hampir kutub, kilauan ketaranya, dikira dengan mengandaikan ia kecerahan yang sama di seluruhnya, iaitu kira-kira 57 kali ganda Matahari. Jika Vega berubah, maka ia mungkin jenis Delta Scuti dengan tempoh kira-kira 0.107&nbsp;hari. 

Kebanyakan tenaga yang dihasilkan pada teras Vega dijana oleh kitar karbon–nitrogen–oksigen (kitaran CNO), proses pelakuran nuklear yang menggabungkan proton untuk membentuk nukleus helium melalui nukleus perantara karbon, nitrogen dan oksigen. Proses ini menjadi dominan pada suhu kira-kira 17&nbsp;juta&nbsp;K, yang lebih tinggi sedikit daripada suhu teras Matahari, tetapi kurang cekap daripada tindak balas gabungan rantai proton-proton Matahari. Kitaran CNO sangat sensitif terhadap suhu, yang menghasilkan zon perolakan mengenai teras yang mengagihkan 'abu' secara sekata daripada tindak balas pelakuran dalam kawasan teras. Atmosfera di atasnya berada dalam keseimbangan sinaran. Ini berbeza dengan Matahari, yang mempunyai zon sinaran berpusat pada teras dengan zon perolakan di atasnya.

Fluks tenaga daripada Vega telah diukur dengan tepat terhadap sumber cahaya standard. Pada , ketumpatan fluks ialah  dengan margin ralat 2%. Spektrum visual Vega didominasi oleh garis penyerapan hidrogen; khususnya oleh siri hidrogen Balmer dengan elektron pada n=2 nombor kuantum utama. Garisan unsur lain agak lemah, dengan yang paling kuat ialah magnesium terion, besi dan kromium. Pancaran sinar-X dari Vega adalah sangat rendah, menunjukkan bahawa korona untuk bintang ini mestilah sangat lemah atau tidak wujud. Walau bagaimanapun, memandangkan kutub Vega menghadap Bumi dan lubang korona kutub mungkin wujud, pengesahan yang korona sebagai kemungkinan sumber sinar-X yang dikesan dari Vega (atau kawasan yang sangat dekat dengan Vega) mungkin sukar kerana kebanyakan sinar-X korona tidak akan dipancarkan sepanjang garis penglihatan.

Menggunakan spektropolarimetri, medan magnet telah dikesan pada permukaan Vega oleh sepasukan ahli astronomi di Observatoire du Pic du Midi. Ini adalah pengesanan medan magnet yang pertama pada bintang kelas spektrum A yang bukan bintang kimia khas Ap. Purata komponen garis penglihatan medan ini mempunyai kekuatan  gauss (G). Ini adalah setanding dengan medan magnet purata pada Matahari. Medan magnet kira-kira 30 G telah dilaporkan untuk Vega, berbanding kira-kira 1 G untuk Matahari. Pada tahun 2015, tompok bintang terang telah dikesan pada permukaan bintang—pengesanan pertama sedemikian untuk bintang jenis A biasa dan ciri ini menunjukkan bukti modulasi putaran dengan tempoh 0.68&nbsp;hari.

### Kelimpahan unsur
Dalam astronomi, unsur-unsur yang mempunyai nombor atom yang lebih tinggi daripada helium dipanggil "logam". Kelogaman fotosfera Vega hanya kira-kira 32% daripada banyaknya unsur berat di atmosfera Matahari.  (Bandingkan ini, sebagai contoh, dengan limpahan kelogaman tiga kali ganda dalam bintang Sirius yang serupa berbanding dengan Matahari.) Sebagai perbandingan, Matahari mempunyai banyak unsur yang lebih berat daripada helium kira-kira ZSol&nbsp;=&nbsp;. Oleh itu, dari segi kelimpahan, hanya kira-kira 0.54% Vega terdiri daripada unsur yang lebih berat daripada helium. Nitrogen sedikit *lebih* banyak, oksigen hanya sedikit kurang banyak dan kelimpahan sulfur adalah kira-kira 50% daripada suria. Sebaliknya, Vega hanya mempunyai 10% hingga 30% daripada kelimpahan suria untuk kebanyakan unsur utama lain dengan barium dan skandium di bawah 10%.

Kelogaman Vega yang luar biasa rendah menjadikannya bintang Lambda Boötis yang lemah. Walau bagaimanapun, sebab kewujudan bintang kelas spektrum A0–F0 yang unik secara kimia itu masih tidak jelas. Satu kemungkinan ialah keanehan kimia mungkin hasil daripada peresapan atau kehilangan jisim, walaupun model bintang menunjukkan bahawa ini biasanya hanya berlaku berhampiran penghujung jangka hayat pembakaran hidrogen bintang. Kemungkinan lain ialah bintang itu terbentuk daripada medium gas dan habuk antara bintang yang luar biasa miskin logam.

Nisbah helium kepada hidrogen yang diperhatikan dalam Vega ialah , iaitu kira-kira 40% lebih rendah daripada Matahari. Ini mungkin disebabkan oleh kehilangan zon perolakan helium berhampiran permukaan. Pemindahan tenaga sebaliknya dilakukan oleh proses sinaran, yang mungkin menyebabkan anomali kelimpahan melalui resapan.

## Etimologi dan kepentingan budaya
Nama ini dipercayai berasal daripada istilah Arab *Al Nesr al Waki* **النسر الواقع** yang terdapat dalam katalog bintang Al Achsasi al Mouakket dan diterjemahkan ke dalam bahasa Latin sebagai *Vultur Cadens*, "helang yang menjunam". Buruj itu diwakili sebagai burung hering di Mesir purba, dan sebagai burung helang atau burung helang di India purba. Nama Arab kemudiannya muncul di dunia barat dalam *jadual Alfonsine*, yang disusun antara 1215 dan 1270 atas perintah Raja Alfonso X. Astrolab zaman pertengahan England dan Eropah Barat menggunakan nama Wega dan Alvaca, dan menggambarkannya dan Altair sebagai burung.

Dalam kalangan orang Polinesia utara, Vega dikenali sebagai *bintang o te tau*, bintang tahun. Untuk satu tempoh sejarah ia menandakan permulaan tahun baru mereka apabila tanah akan disediakan untuk penanaman. Akhirnya fungsi ini dilambangkan dengan Pleiades.

Orang Assyria menamakan bintang tiang ini Dayan-sama, "Hakim Syurga", manakala dalam bahasa Akkadia ia adalah Tir-anna, "Kehidupan Syurga". Dalam astronomi Babylon, Vega mungkin merupakan salah satu bintang bernama Dilgan, "Pengutus Cahaya". Kepada orang Yunani kuno, buruj Lyra terbentuk daripada kecapi Orpheus, dengan Vega sebagai pemegangnya. Bagi Empayar Rom, permulaan musim luruh adalah berdasarkan jam apabila Vega berada di bawah ufuk. 

Dalam bahasa Cina ,(  ), bermaksud *[[Penggembala Lembu dan Gadis Penenun|Gadis Tenun]] (asterisme)*, merujuk kepada asterisme yang terdiri daripada Vega, ε Lyrae dan ζ<sup>1</sup> Lyrae. Oleh itu, nama Cina untuk Vega ialah  ( , ; Bintang Pertama Gadis Penenun). Dalam mitologi Cina, terdapat kisah cinta Qixi () iaitu Niulang (, Altair) dan dua anaknya (β Aquilae dan γ Aquilae) dipisahkan daripada ibu mereka Zhinü (, menyala. "gadis penenun", Vega) yang berada di seberang sungai, Bima Sakti. Walau bagaimanapun, satu hari setahun pada hari ketujuh bulan ketujuh dalam kalendar lunisolar Cina, burung murai membuat jambatan supaya Niulang dan Zhinü dapat bersama semula untuk pertemuan singkat. Perayaan Tanabata Jepun, iaitu Vega dikenali sebagai *Orihime* (織姫), juga berdasarkan legenda ini.

Dalam Zoroastrianisme, Vega kadang kala dikaitkan dengan Vanant, dewa kecil yang namanya bermaksud "penakluk".

## Nota

## Rujukan

## Pautan luar

* 
* 
*