Vega (yıldız)
Gözlem

Dünya'dan yaklaşık 25 ışık yılı uzakta olan Vega, belirgin bir mavi ışıkla parlar ve 0,03 ile 0,04 arasında değişen görünür büyüklüğüyle, gökyüzünün en parlak 5. yıldızıdır. Vega'nın bize olan uzaklığı Dünya Güneş'in etrafında dönerken arka plandaki yıldızlara göre değişiminden, yani paralaksından hesaplanabilir. Bir yıldızın paralaksını yayınlayan ilk kişi Friedrich Georg Wilhelm von Struve'du, bu yayımda da Vega'nın paralaksını 0.125 arksaniye olarak yayımladı. Friedrich Bessel Struve'un verisine karşı şüpheliydi ve bundan sonra Bessel 61 Cygni yıldız sistemi için 0.314 ark saniyelik paralaksı yayınladığında, Struve Vega'nın paralaksını asıl verinin neredeyse iki katı olacak şekilde revize etti. Bu değişiklik Struve'un verisine daha da şüpheli bakılmasına yol açtı. Dolayısıyla Struve da dahil olmak üzere zamanındaki birçok astronom ilk yayınlanmış paralaks verisinin Bessel'e ait olduğunu söyledi. Ancak, Struve'un ilk verisi şu anda Hipparcos Astrometri uydusunun verisi olan 0.129 arksaniyeye daha yakındı.
Bir yıldızın Dünya'dan görünen parlaklığı standartlaştırılmış logaritmik bir ölçek ile ölçülür. Bu görünür büyüklük yıldızın parlaklığı arttıkça sayının küçüldüğü bir değerdir. Çıplak gözle görünebilen en sönük yıldızların büyüklükleri 6 yakınlarında olur. Gökyüzündeki en parlak yıldız olan Sirius ise -1.46 büyüklüğündedir. Bu büyüklük ölçeğinde Vega'nın önemli bir yeri vardır, çünkü bu ölçek standartlaştırılırken sabit bir nokta gerekmektedir. Astronomlar da Vega'nın büyüklüğünü 0 olarak seçmişlerdir, bu yüzden uzun yıllardır Vega hassas fotometri cihazlarının parlaklıklarını kalibre etmek için kullanıldı. Ancak durum artık böyle değil, çünkü artık görünür 0 büyüklüğü belli bir foton akısına göre hesaplanır. Bu yöntem astronomlar için daha uygun, çünkü Vega her zaman kalibrasyon için görünür değildir ve parlaklığı değişmektedir.  Vega aynı zamanda, Güneş'ten sonra fotoğrafı çekilen ilk yıldızdır (1850). Vega günümüzden 210.000 yıl sonra gökyüzündeki en parlak yıldız olacaktır ve zirve parlaklığını 290.000 yıl sonra -0.81 kadir ile yapacaktır.
UBV fotometrik sistemi yıldızların görünür büyüklüklerini morötesi ışıklarla, mavi ve sarı filtrelerle U, B ve V değerlerini oluşturarak ölçer. Vega 1950'lerde bu fotometrik sistemin değerlerini kabaca ayarlamaya yarayan 6 A0V yıldızından biriydi. Bu 6 yıldızın kabaca görünür büyüklükleri şu şekildeydi: U - B = B - V = 0. Bunun sonucu olarak bu 6 yıldızın görünür büyüklükleri elektromanyetik spektrumda aynı sarı, mavi ve morötesi bölgedeydiler. Dolayısıyla, Vega'nın gözle görülebilir elektromanyetik spektrumu göreceli olarak düzdür. —Çoğunun gözle görülebildiği 350-850 nanometrelik dalga boyunda— Böylece akı yoğunlukları kabaca 2,000-4,000 Jy ile eşittir. Ancak Vega'nın akı yoğunluğu kızılötesinde keskin bir düşüş yaşamaktadır, yaklaşık 5 mikrometrede 100 Jy.
Vega'nın 1930'lardaki fotometrik ölçümlerinde büyüklüğünün değiştiği ortaya çıktı, düşük bir değer olan ± 0.03 kadir (parlaklığın yaklaşık ±%2.8'i). Bu parlaklık değişimi zamanının gözlemsel limitlerine oldukça yakındı, dolayısıyla Vega'nın parlaklığının değişim gösterip göstermediği tartışma konusuydu. Vega'nın parlaklığı 1981'de David Dunlap Gözlemevi'nde tekrar ölçüldü ve ufak bir değişim gösterdi. Böylece Vega'nın düşük genlikte titreşmesi ve Delta Scuti Değeriyle bir alakasının olduğu gösterildi. Bu kategorideki yıldızlar tutarlı bir biçimde salındıkları için yıldızın parlaklığında düzenli değişim gösterir. Her ne kadar Vega bu kategorideki fiziksel profile uysa da diğer gözlemciler bunun gibi bir parlaklık değişim gözlemlemediler. Bu nedenle David Dunlap'ta yapılan ölçümün gözlemsel bir hata olduğu düşünüldü. Ancak 2007'de yayımlanan bir  makale şunu çıkardı: Yapılan ölçülü analiz ve önceki araştırmaların sonucunda Vega genellikle %1-2, bazı özel durumlardaysa %4'e kadar görünür büyüklüğünün değişebilir. Bunun yanında 2011'deki bir makale de Vega'nın uzun dönemli parlaklık değişimini onaylıyor.
1979'da bir Aerobee 350'den White Sands Missile Range'den fırlatılan X-ray teleskobundan gözlemlendiği üzere Vega ilk X ışınları yayan yalnız anakol yıldızıydı. 1983'te Vega toz diski olduğu keşfedilmiş ilk yıldızdı. İnfrared Astronomical Satellite Vega'dan kızılötesi ışınlar çıktığını keşfetti, bu ışınların da Vega'nın etrafındaki tozlar yıldız tarafından ısıtılınca oluştuğu keşfedildi.