Alpha Lyrae • Alpha Lyre
VegaAscensão certa | 18 h 36 m 56,3364 s |
---|---|
Declinação | 38 ° 47 ′ 01,280 ″ |
constelação | Lira |
Magnitude aparente | 0,03 |
Localização na constelação: Lira | |
Tipo espectral | A0 Go |
---|---|
Índice UB | 0,00 |
Índice BV | 0,00 |
Variabilidade | Delta Scuti |
Velocidade radial | -13,9 ± 0,9 km / s |
---|---|
Movimento limpo |
μ α = +200,94 mas / a μ δ = +286,23 mas / a |
Paralaxe | 130,23 ± 0,36 mas |
Distância | 25,04 ± 0,07 a.l. (∼7,68 pc ) |
Magnitude absoluta | 0,582 |
Massa | 2,11 M ☉ |
---|---|
Raio | 2,26 × 2,78 R ☉ |
Gravidade superficial (log g) | 4,1 ± 0,1 |
Brilho | 37 ± 3 L ☉ |
Temperatura | 9.602 ± 180 K |
Metalicidade | [M / H] = −0,5 |
Rotação | 12,5 h |
Era | 3,86−5,72 × 10 8 a |
Outras designações
Véga, Lucida Lyrae, α Lyr , 3 Lyr ( Flamsteed ), GJ 721, HR 7001 , BD +38 3238, HD 172167 , GCTP 4293.00, LTT 15486, SAO 67174, HIP 91262
Vega , também conhecida como Alpha Lyrae ( α Lyrae / α Lyr ) segundo a designação da Bayer , é a estrela mais brilhante da constelação de Lyra . Visto da Terra , é a quinta estrela mais brilhante do céu, a segunda no hemisfério norte logo depois de Arcturus . É uma estrela relativamente próxima do Sol , a 25,04 anos-luz dele. É também, por sua luminosidade intrínseca , uma das estrelas mais brilhantes na vizinhança solar, junto com Arcturus e Sirius .
Por causa de suas propriedades, Vega foi objeto de numerosos estudos de astrônomos e, portanto, desempenhou um papel importante na história da astronomia em várias ocasiões . Foi, por exemplo, a primeira estrela além do Sol a ser fotografada e cujo espectro foi medido. Foi também uma das primeiras estrelas cuja distância foi estimada por paralaxe . Também foi utilizado para a calibração de escalas fotométricas de luminosidade e foi uma das estrelas que serviu de referência para a definição dos valores médios do sistema fotométrico UBV . Aliás, devido à precessão dos equinócios , Vega foi a estrela polar ao redor do 12 º milênio aC. DE ANÚNCIOS (e será novamente em 12.000 anos), embora não haja registro da era pré - histórica de que foi usado para localização ou orientação.
Vega é relativamente jovem em comparação com o sol. Sua metalicidade é excepcionalmente baixa. Vega seria uma estrela variável (ou seja, seu brilho variaria periodicamente). Ele gira rapidamente a uma velocidade de 274 km s- 1 no equador. Assim, tem uma protuberância no equador devido à força centrífuga e, conseqüentemente, sua temperatura varia dentro de sua fotosfera para ser máxima nos pólos. Da Terra, ele é observado em uma direção próxima ao eixo de seus pólos.
Medir a radiação infravermelha de Vega tornou possível determinar que a estrela tem um disco de poeira centralizado na estrela. Essa poeira é provavelmente o resultado de colisões entre objetos em um disco de detritos , semelhante ao cinturão de Kuiper do Sistema Solar . As estrelas que exibem radiação infravermelha em excesso devido às emissões de poeira são chamadas de " estrelas semelhantes a Vega" . As irregularidades do disco de Vega sugerem a presença de pelo menos um exoplaneta , provavelmente do tamanho de Júpiter , orbitando a estrela.
A astrofotografia , ou seja, a fotografia de objetos celestes, foi criada em 1840 quando John William Draper tirou uma foto da lua com um daguerreótipo . O17 de julho de 1850, Vega se tornou a primeira estrela além do Sol a ser fotografada. Ela foi tirada no Harvard College Observatory , também por um daguerreótipo. Draper usou Vega em agosto de 1872 para obter a primeira imagem de um espectro eletromagnético e foi o primeiro a mostrar a presença de linhas de absorção no espectro de uma estrela, contradizendo assim a famosa afirmação de Auguste Comte de que a composição química das estrelas foi para sempre inacessível (tais linhas já haviam sido observadas no espectro solar desde 1859 e o trabalho de Robert Bunsen e Gustav Kirchhoff ). Em 1879, William Huggins usou imagens do espectro de Vega e outras estrelas semelhantes para identificar doze "linhas muito grandes" que eram comuns neste tipo de estrela. Posteriormente, foram identificados como linhas da série Balmer de hidrogênio .
A distância Vega pode ser medida usando paralaxe . Vega foi usado para o primeiro cálculo da paralaxe de uma estrela por Friedrich GW von Struve , que obteve 0,125 segundos de arco . Friedrich Bessel questionou os dados de von Struve e calculou a paralaxe de 61 Cygni , 0,314 ″ . Von Struve corrigiu seu valor inicial e obteve um resultado próximo do dobro. Essa modificação lançou dúvidas sobre os dados de von Struve. Assim, a maioria dos astrônomos da época, incluindo von Struve, atribuiu a autoria do primeiro cálculo de paralaxe a Bessel. No entanto, o resultado inicial de von Struve é extremamente próximo ao valor comumente aceito hoje, 0,129 ″ .
A luminosidade de uma estrela, vista da Terra, é medida por uma escala logarítmica , a magnitude aparente que diminui com a luminosidade da estrela, seguindo as convenções de "estrelas de primeira magnitude", "segunda magnitude" e assim imediatamente herdadas da Grécia antiga. As estrelas mais opacas visíveis a olho nu têm magnitude de sexta, enquanto a mais brilhante, Sirius , tem -1,47. Sendo esta notavelmente mais brilhante do que todas as outras estrelas do céu, os astrônomos escolheram Vega como referência da escala de magnitude: a magnitude de Vega foi declarada nula em todos os comprimentos de onda. Assim, por muitos anos, o Véga foi usado para calibrar escalas de luminosidade em fotometria absoluta. Hoje em dia, Vega não é mais a referência para magnitude aparente, que agora é um fluxo especificado numericamente. Esta abordagem é mais rigorosa porque desconsidera possíveis variações no brilho da estrela, e mais prática para os astrônomos porque Véga nem sempre está disponível ou pode ser observada em boas condições de calibração (especialmente no hemisfério sul).
O sistema fotométrico UBV mede a magnitude da estrela por meio de filtros ultravioleta ( U ), azul ( B ) e amarelo ( V ). Vega é uma das seis estrelas do tipo espectral A0V usadas na calibração inicial do sistema quando ele foi criado na década de 1950 . A magnitude média dessas seis estrelas foi definida usando a fórmula: U - B = B - V = 0. De fato, a magnitude dessas estrelas é imposta como sendo a mesma nas partes amarela, azul e ultravioleta do espectro eletromagnético . Assim, Vega tem um espectro eletromagnético relativamente uniforme no visível - comprimento de onda de 350 a 850 nanômetros - com uma densidade de fluxo entre 2.000 e 4.000 Jy . No entanto, a densidade de fluxo de Vega diminui rapidamente no infravermelho e está perto de 100 Jy no comprimento de onda de 5 mícrons .
As medições fotométricas de Vega durante a década de 1930 sugeriram que a estrela era fracamente variável, com mudanças da ordem de ± 0,03 magnitudes. Esse desvio estava próximo dos limites de observação da época e a variabilidade de Vega foi, portanto, debatida por muitos anos. A magnitude de Vega foi medida novamente em 1981 no Observatório David Dunlap e as observações mostraram uma ligeira variabilidade. Assim, foi sugerido que as pequenas variações de amplitude de Vega correspondiam a uma variável do tipo Delta Scuti . Essas estrelas oscilam de forma coerente, gerando pulsos periódicos de sua luminosidade. Embora algumas características físicas de Vega correspondam a este tipo de estrela variável, outras observações não permitiram a identificação de quaisquer variações. As variações poderiam, portanto, ser consideradas como erros sistemáticos de medição. No entanto, um artigo de 2007 examinou esses resultados, bem como outras medidas, e concluiu que “Uma análise cuidadosa dos resultados anteriores sugere que Vega é provavelmente variável dentro de um intervalo de 1 a 2%, com excursões ocasionais de até 4% de a média possível ”. Um artigo de 2011 também afirmou que “A variabilidade de longo prazo (ano a ano) de Vega [foi] confirmada. "
Em 1983, Véga se tornou a primeira estrela em torno da qual um disco de poeira foi descoberto . O satélite artificial IRAS observou ali um excesso de radiação infravermelha. Essa anomalia foi atribuída à energia emitida pelo aquecimento por Vega da poeira em órbita.
Em 2009, uma equipa do Laboratório de Astrofísica Toulouse-Tarbes, CNRS / Universidade de Toulouse , realizou a primeira detecção de um campo magnético em Véga.
Vega é do tipo espectral A0 Va: é uma estrela branca tingida de azul, ou seja, o hidrogênio cujo núcleo se transforma em hélio por fusão nuclear . Vega é uma estrela com mais massa do que o Sol e passará apenas 1 bilhão de anos na sequência principal, ou um décimo do sol. A idade da estrela está entre 386 e 511 milhões de anos, ou cerca de metade de sua vida na sequência principal. Depois de sair da sequência principal, Vega se tornará uma gigante vermelha tipo M e, em seguida, uma anã branca . Atualmente, Vega tem uma massa mais que o dobro da do Sol e sua luminosidade é cerca de 37 vezes a do Sol. Vega poderia ser uma estrela variável do tipo Delta Scuti com um período de 0,107 dias.
A maior parte da energia produzida pelo núcleo de Vega se deve ao ciclo CNO , uma reação de fusão nuclear que converte hidrogênio em hélio usando núcleos de carbono , nitrogênio e oxigênio como catalisador . Essa reação ocorre principalmente apenas a partir de 16 × 10 6 K , temperatura superior à do núcleo do sol. Sua eficiência energética é idêntica à da cadeia próton-próton , porque os reagentes e produtos finais são idênticos, mas o ciclo CNO é muito mais dependente da temperatura. No caso da estrela Vega, há uma zona convectiva ao redor do núcleo que permite que os produtos da reação sejam evacuados. A camada externa está em equilíbrio radiativo.
Ao contrário, no Sol, a zona radiativa está ao redor do núcleo, enquanto a camada externa é convectiva.
O fluxo de energia de Vega foi medido com precisão em comparação com as fontes de luz padrão. A 548,0 nm , o fluxo é 3650 Jy com uma margem de erro de 2%. O espectro visível de Vega é dominado pelas linhas de absorção de hidrogênio e, mais particularmente, pelas linhas da série Balmer . As linhas de outros elementos têm uma intensidade relativamente fraca, a mais forte correspondendo ao magnésio ionizado , ferro e cromo . Vega emite pouco na faixa dos raios X , o que prova que a coroa da estrela deve estar muito fraca ou ausente.
O raio de Vega foi medido com grande precisão por interferometria . Foi estimado em 2,73 ± 0,01 vezes o raio solar . É 60% maior do que o de Sirius , enquanto os modelos estrela disseram que deveria ser apenas 12% maior. Essa diferença se deve ao fato de que Vega é uma estrela em rápida rotação que é vista na direção de seu eixo de rotação, sendo grande a diferença entre o raio equatorial e o raio polar. As observações do interferômetro CHARA em junho de 2005 confirmaram essa hipótese.
O eixo de rotação de Véga está inclinado menos de 5 ° da linha de visão. Seu equador gira a uma velocidade de 274 km / s , apenas 7% menos do que a velocidade na qual ele perderia massa por seu cordão equatorial devido à força centrífuga. Seu período de rotação é de aproximadamente 12,5 horas. Sua rápida rotação está na origem da protuberância equatorial da estrela. O raio no equador (2,78 ± 0,02 raio solar) é 23% maior que o raio polar (2,26 ± 0,02 raio solar). Da Terra, essa saliência é vista na direção dos pólos, o que leva à estimativa mais alta do raio.
Devido à rotação, a gravidade da superfície é mais intensa nos pólos do que no equador da estrela. De acordo com o teorema de von Zeipel , sua luminosidade é, portanto, localmente mais alta nos pólos. Essa diferença resulta em uma variação da temperatura efetiva da estrela: a temperatura é próxima de 10.000 K nos pólos contra 7.600 K no equador. Conseqüentemente, se Vega fosse vista do plano de seu equador, ela apresentaria uma luminosidade que seria a metade daquela vista no eixo dos pólos. Esta grande diferença de temperatura entre os pólos e o equador produz um forte efeito de escurecimento por gravidade . Visto dos pólos, esses resultados produzem um ramo de menor intensidade (mais escuro) do que o de uma estrela com simetria esférica. O gradiente de temperatura também pode significar que Vega tem uma zona de convecção ao redor do equador, enquanto o resto da atmosfera provavelmente está exclusivamente em equilíbrio radiativo .
Vega há muito é usado para calibrar telescópios. A descoberta de sua rápida rotação poderia questionar algumas hipóteses válidas apenas se a estrela tivesse simetria esférica. Como o ângulo de visão e a rotação da estrela são agora muito mais conhecidos, agora é possível melhorar a calibração dos instrumentos.
Os astrônomos usam o termo metal para se referir a qualquer elemento com massa atômica maior que a do hélio . A metalicidade da fotosfera de Vega é -0,5: ou seja, sua abundância de metal é de apenas 32% da atmosfera do Sol. Para efeito de comparação, Sirius , uma estrela semelhante a Vega tem uma abundância metálica 3 vezes maior do que o sol. O Sol tem uma proporção de elementos mais pesados que o hélio de cerca de Z Sol = 0,0172 ± 0,002; esta proporção é, portanto, 0,55% ( Z Vega = 0,005 5) na fotosfera de Vega.
A metalicidade de Vega é incomumente baixa: Vega é uma estrela do tipo Lambda Bootis . No entanto, a razão para a existência de estrelas quimicamente peculiares do tipo A0-F0 é incerta. Esta anomalia pode ser devida a um fenômeno difusivo ou perda de massa, embora os modelos estelares mostrem que isso só deve ocorrer no final da combustão do hidrogênio pela estrela. Outra hipótese é que a estrela se formou a partir de um meio interestelar incomumente pobre em metais.
A razão entre a quantidade de hélio e a de hidrogênio é 0,030 ± 0,005 para Vega, ou cerca de 40% menor do que para o sol. Essa diferença pode ser devido à ausência de uma zona de convecção do hélio próximo à superfície. As transferências de energia são realizadas por um processo radiativo, que seria a origem da baixa abundância por meio de fenômenos difusivos.
A velocidade radial de Vega é o componente da velocidade da estrela ao longo da linha de visão. Esta velocidade é medida pelo efeito Doppler : é −13,9 ± 0,9 km / s , o valor negativo indicando que a estrela está se aproximando do sol.
O movimento transversal de Vega (em relação à linha de visão) muda a posição da estrela em relação a estrelas mais distantes. Uma medição precisa do movimento da estrela em relação a estes torna possível medir seu movimento angular, chamado de movimento próprio . O movimento do próprio Vega é 202,03 ± 0,63 milisegundos de arco (mas) por ano de ascensão reta e 287,47 ± 0,54 mas / ano de declinação . A movimentação própria total da Véga é portanto de 327,78 mas / ano .
No sistema de coordenadas galácticas , os componentes da velocidade de Vega são U = −13,9 ± 0,9; V = −6,3 ± 0,8 e W = −7,7 ± 0,3, ou seja, uma velocidade espacial de 17 km / s . A componente radial da velocidade (na direção do Sol) é de -13,9 km / s , enquanto a velocidade transversal é de 9,9 km / s . Embora Vega seja agora apenas a quinta estrela mais brilhante , a magnitude aparente da estrela aumentará nos próximos milênios à medida que se aproxima do sol.
Vega será a estrela mais brilhante do céu em cerca de 210.000 anos, atingirá uma magnitude máxima de –0,81 em cerca de 290.000 anos e será a estrela mais brilhante do céu por cerca de 270.000 anos.
A cinemática da estrela sugere que ela pertence à associação estelar chamada Castor Star Current . Este grupo atualmente contém 16 estrelas, incluindo Alpha Librae , Alpha Cephei , Castor , Fomalhaut e Véga. Todos os membros desse grupo se movem quase paralelamente e têm velocidades espaciais semelhantes. Todos os membros de um grupo têm a mesma origem, um aglomerado aberto que não está mais ligado gravitacionalmente. A idade estimada do grupo é de 200 ± 100 milhões de anos e sua velocidade média é de 16,5 km / s .
As observações espectropolarimétricas , realizadas no observatório Pic du Midi em Bigorre , permitiram a detecção do campo magnético Véga. Esta é a primeira detecção de tal campo em uma estrela do tipo espectral A que não é quimicamente específica , o que torna Vega o protótipo de uma nova classe de estrelas magnéticas. Este campo tem um valor médio de -0,6 ± 0,3 G , que é comparável à força média do campo magnético solar em grande escala (ele próprio cerca de 1000 vezes mais fraco do que o campo magnético medido localmente nos pontos solares ).
Um dos primeiros resultados do Infrared Astronomy Satellite (IRAS) foi a descoberta de uma anomalia no fluxo infravermelho vindo de Vega: o fluxo é maior do que o esperado para uma única estrela. Essa diferença foi identificada nos comprimentos de onda de 25, 60 e 100 μm e se deve a uma área com raio angular de 10 segundos de arco (10 ″) centrada na estrela. Considerando a distância de Vega, a área tem um raio de 80 unidades astronômicas . Foi sugerido que a radiação provinha de partículas de cerca de um milímetro orbitando Vega; qualquer tamanho de partícula menor teria que ser ejetado do sistema pela pressão de radiação ou atraído para a estrela pelo efeito Poynting-Robertson . Este último efeito é uma consequência da pressão da radiação que cria uma força oposta ao movimento orbital de uma partícula de poeira, fazendo com que ela caia em direção à estrela. Este efeito é mais pronunciado para pequenas partículas próximas à estrela.
Medições subsequentes de Vega no comprimento de onda de 193 μm encontraram um fluxo menor do que o esperado na presença de partículas da ordem de um milímetro, sugerindo que seu tamanho deveria ser menor ou igual a 100 μm. A presença de partículas desse tamanho só é possível se uma fonte fornecer continuamente o disco. Um dos possíveis mecanismos de alimentação seria um disco de corpos formando um planeta. Modelos teóricos de distribuição de poeira indicam que o disco em torno de Vega é circular, com raio de 120 UA. Além disso, haveria um orifício com raio maior que 80 UA no centro do disco.
Após a descoberta desse excesso de radiação infravermelha vinda da região ao redor de Vega, estudos permitiram observar outras estrelas com o mesmo tipo de anomalia devido às emissões de poeira. Em 2002, cerca de 400 dessas estrelas foram identificadas. Eles são chamados de estrelas semelhantes ao Vega (em Inglês Vega-like ou estrelas Vega-excesso ). Essas estrelas podem ajudar a melhorar nossa compreensão da origem do sistema solar.
Em 2005, o Telescópio Espacial Spitzer tirou fotos infravermelhas de alta resolução da nuvem de poeira ao redor de Vega. Seu tamanho angular varia de acordo com o comprimento de onda de observação: 43 segundos de arco (ou seja, uma extensão de 330 unidades astronômicas dada a distância de Vega à Terra) a um comprimento de onda de 24 µm , 70 ″ (543 UA ) a 70 µm e 105 ″ (815 AU ) a 160 µm . Esses grandes discos são circulares e não exibem agregados de poeira, as partículas tendo um tamanho entre 1 e 50 µm . A massa total desta nuvem é 3 × 10 -3 vezes a massa da Terra. A produção de poeira é necessariamente devido a colisões entre asteróides com uma população equivalente ao cinturão de Kuiper do sistema solar . Essa poeira provavelmente seria devido a um disco de destroços ao redor de Vega, ao invés de um disco protoplanetário como foi inicialmente imaginado. O limite interno do disco de detritos seria 11 "± 2" ou 70-102 ua . O disco de poeira é produzido pela pressão de radiação de Vega, que empurra a poeira criada por colisões de objetos grandes para fora do sistema. No entanto, a produção contínua da quantidade de poeira observada ao redor de Vega ao longo da vida da estrela exigiria uma enorme massa inicial estimada em várias centenas de vezes a massa de Júpiter. Assim, é mais provável que tenha sido produzido pela fragmentação recente de cometas ou um asteróide de massa média ou grande, que então se fragmentou nas colisões entre os pedaços menores e outros corpos. O disco de poeira seria relativamente jovem em comparação com a idade da estrela e teria que desaparecer na ausência de novas colisões que produziriam mais poeira.
As observações feitas com o telescópio CHARA no Monte Wilson em 2006 encontraram evidências da existência em um anel interno de poeira ao redor de Vega. Com um raio de 8 UA fora da estrela, essa poeira pode ser a prova das perturbações dinâmicas existentes dentro do sistema. Isso pode ser devido ao intenso bombardeio de cometas ou meteoritos e pode ser uma evidência da existência de um sistema planetário.
As observações do telescópio James Clerk Maxwell de 1997 mostraram uma região central alongada e brilhante que atinge o pico de intensidade a 9 ″ (70 UA) a nordeste de Vega. Essa perturbação seria devido a uma perturbação do disco de poeira por um planeta extrasolar ou a um objeto em órbita cercado por poeira. No entanto, as imagens dos telescópios Keck descartaram a presença de um companheiro de magnitude maior ou igual a 16, o que corresponderia a um corpo com massa maior que 12 vezes a massa de Júpiter. Astrônomos do Centro Conjunto de Astronomia do Havaí e da UCLA sugeriram que a imagem indica a presença de um sistema planetário em formação.
Determinar a natureza do planeta é difícil. Um artigo de 2002 sugere que esses acúmulos de poeira são causados por um planeta de massa semelhante a Júpiter em uma órbita excêntrica. A poeira se concentraria em órbitas na chamada ressonância de "movimento médio" com este planeta.
Em 2003, foi sugerido que essas acumulações foram causadas por um planeta de massa semelhante a Netuno, migrando de 40 para 65 UA ao longo de um período de 56 milhões de anos. Essa órbita seria grande o suficiente para permitir a formação de planetas terrestres perto de Vega. A migração deste planeta só seria possível se houvesse interações gravitacionais com um segundo planeta mais massivo localizado em uma órbita mais próxima.
Usando um coronógrafo no telescópio Subaru no Havaí em 2005, os astrônomos conseguiram restringir possíveis planetas ao redor de Vega àqueles com massa inferior a 5 a 10 vezes a massa de Júpiter. Embora nenhum planeta tenha sido observado ao redor de Vega, sua presença não pode ser descartada. Pode haver pequenos planetas terrestres em órbita próxima de Vega. A inclinação das órbitas planetárias em torno de Vega é provavelmente muito próxima à do plano equatorial da estrela. Para um observador localizado em um planeta hipotético ao redor de Vega, o Sol apareceria como uma estrela opaca de magnitude 4,3 na constelação da Pomba .
Vega pode ser observada perto do zênite em latitudes médias do hemisfério norte durante as noites de verão. Em direção às latitudes médias do hemisfério sul, é visível durante o inverno austral, baixo no horizonte, ao norte. Vega tendo uma declinação de +38,78 ° , só pode ser observada em latitudes ao norte de cerca de 50 ° S. Em latitudes mais ao norte do que + 51 ° N, Vega é continuamente visível acima do horizonte: é uma estrela circumpolar . Para o1 r julho, Vega atinge sua oposição porque atinge seu ponto culminante à meia-noite solar em torno desta data.
A estrela está localizada em um vértice do triângulo de verão , um asterismo formado pelas estrelas Vega, α Cygni (Deneb) da constelação Cygnus e α Aquilae (Altaïr) da constelação Eagle, que são todas estrelas de magnitude 0 ou 1. Este formação parece um triângulo retângulo do qual Vega seria o vértice no ângulo reto. O triângulo de verão é reconhecível nos céus do hemisfério norte porque há poucas estrelas brilhantes em sua vizinhança.
A posição das estrelas no céu muda durante a noite devido à rotação da Terra. No entanto, uma estrela localizada na direção do eixo de rotação da Terra permanece na mesma posição e é, portanto, chamada de " estrela polar ".
A direção do eixo de rotação da Terra muda ao longo de longos períodos de tempo, um fenômeno conhecido como precessão dos equinócios . Um ciclo completo é realizado em 25.770 anos, durante os quais o pólo do eixo de rotação da Terra descreve um movimento circular na esfera celeste e passa perto de várias estrelas notáveis. A estrela polar é atualmente Alpha Ursae Minoris , mas por volta do ano -12000 , o pólo do eixo de rotação da Terra estava a apenas 5 ° de Vega. O pólo estará perto de Vega novamente por volta do ano 14.000 . Essa diferença de 5 ° é relativamente grande, então a atribuição do status de “estrela polar” a Vega é questionável. Em qualquer caso, não há nenhum documento astronômico pré-histórico atestando que Vega foi usado para fins de orientação por humanos desses tempos remotos, ao contrário de α Draconis (Thuban), amplamente citado no Egito antigo .
Se aceitarmos que Vega poderia ter sido considerada uma estrela polar apesar de sua distância significativa da direção do eixo de rotação da Terra, ela foi a mais brilhante das sucessivas estrelas polares da Terra, à frente de α Cygni (Deneb), também de forma muito imperfeita alinhado com o eixo de rotação da Terra há 18.000 anos.
Os assírios chamaram essa estrela de Dayan-Sami , o juiz do paraíso, e os acadianos Tir-anna , Vida do Paraíso . Na astronomia babilônica, Vega poderia ter sido uma das estrelas chamadas Dilgan , o Mensageiro da Luz . Para os gregos , a constelação de Lyra foi formada a partir da harpa de Orfeu , Vega representando o cabo do instrumento. No Império Romano , o início do outono foi baseado na época em que Vega desapareceu abaixo do horizonte.
Na mitologia chinesa , há uma história de amor de Qi Xi七夕 em que Niu Lang 牛郎 ( Altair ) e seus dois filhos ( β e γ Aquilae ) são separados para sempre de Zhi Nü織女 (Vega), a mãe de dois filhos, que fica do outro lado do rio Via Láctea ( Tianhe , 銀河). O festival japonês Tanabata também é baseado nesta lenda. No Zoroastrismo , Vega às vezes era associado a Vanant, uma divindade menor cujo nome significa (o) conquistador .
O termo Wega (agora Véga) vem de uma transliteração da palavra árabe waqi que significa "queda", pela frase ' النسر الواقع ( an-nasr al-wāqi' ), que é traduzida de acordo com fontes como "a águia que cai", Ou "o abutre mergulhador", a constelação sendo representada por um abutre no antigo Egito e por uma águia ou um abutre na Índia antiga . A palavra árabe apareceu no Ocidente nas Tabelas Alfonsine , que foram criados entre 1215 e 1270 por ordem do rei espanhol Alfonso X .
Astrólogos medievais classificaram Vega entre quinze estrelas ligadas a propriedades mágicas, cada uma das quais associada a uma planta e uma pedra preciosa . Assim, Vega foi associado à crisólita e ao salgado de inverno. Cornelius Agrippa deu-lhe um signo astrológico , que chamou de Vultur cadens , uma tradução literal latina do nome árabe. As listas de estrelas medievais indicam os nomes alternativos Waghi, Vagieh e Veka para Alpha Lyrae.
No anime japonês Grendizer , Actarus, o herói e piloto de Grendizer, é da estrela Vega e também de seus inimigos, "As forças de Vega".
É de Véga que os sinais extraterrestres vêm ao cerne da trama do romance Contato , de Carl Sagan (1985).
“ Uma análise conservadora dos resultados anteriores sugere que Vega é muito provavelmente variável na faixa de 1-2%, com possíveis excursões ocasionais de até 4% da média. "
.