Véga, également appelée Alpha Lyrae (α Lyrae / α Lyr) selon la désignation de Bayer, est l'étoile la plus brillante de la constellation de la Lyre. Vue depuis la Terre, il s'agit de la cinquième étoile la plus brillante du ciel nocturne et la deuxième de l'hémisphère céleste nord juste après Arcturus.
Véga est relativement proche du Soleil, à de celui-ci. C'est une étoile blanche de la séquence principale de couleur blanc-bleuté, c'est-à-dire une étoile naine relativement grande traversant sa phase principale de vie alors qu'elle fusionne l'hydrogène en hélium comme le Soleil.. Elle est donc plutôt chaude, sa température de surface ou photosphère supérieure atteignant environ (soit de plus que le Soleil.). Ce sont donc à la fois sa luminosité intrinsèque relativement plus élevée, sa chaleur et sa proximité par rapport à la Terre qui donnent à Véga sa grande luminosité apparente.
Du fait de ses propriétés, Véga est l'objet de nombreuses études de la part des astronomes et a ainsi plusieurs fois joué un rôle important dans l'histoire de l'astronomie. Elle fut par exemple la première étoile autre que le Soleil à être photographiée et dont le spectre ait été mesuré. Ce fut aussi une des premières étoiles dont la distance fut estimée par parallaxe. Elle fut par ailleurs utilisée pour l’étalonnage des échelles de luminosité photométriques et fut l'une des étoiles qui servirent de référence pour la définition des valeurs moyennes du système photométrique UBV. Incidemment, du fait de la précession des équinoxes, Véga fut l'étoile polaire autour du (et le sera de nouveau dans ), même s'il n'existe aucun document de l'ère préhistorique attestant qu'elle ait été utilisée pour le repérage ou l'orientation.
Véga a environ d'années, soit un dixième de l'âge du Soleil. Du fait de ses caractéristiques astrophysiques, sa durée de vie dans la séquence principale sera beaucoup plus courte que celle de notre étoile : il lui reste environ d'années, contre 4,5 milliards d'années pour le Soleil. Les deux étoiles sont donc déjà en milieu de vie. La métallicité de Véga est inhabituellement faible. Véga serait une étoile variable (c'est-à-dire que son éclat varierait périodiquement), mais sa variation est de faible amplitude, difficile à mettre en évidence, et a longtemps été controversée. Elle est en rotation rapide à une vitesse de à l'équateur. Elle présente ainsi un renflement à l'équateur en raison de la force centrifuge et, en conséquence, sa température varie au sein de sa photosphère pour être maximale aux pôles. Depuis la Terre, elle est observée dans une direction proche de l'axe de ses pôles, et donc sa taille apparente en tant qu'ellipsoïde (comme sa luminosité) est un peu plus grande que sa taille réelle.
La mesure des radiations infrarouges de Véga a permis de déterminer que l'étoile possède un disque de poussières centré sur elle. Ces poussières sont probablement le résultat de collisions entre objets d'un disque de débris, similaire à la ceinture de Kuiper du Système solaire. Les étoiles qui présentent un excès de rayonnement infrarouge en raison des émissions de poussière sont appelées « étoiles similaires à Véga » (en anglais ). Des modèles ont suggéré la présence d'une ou plusieurs exoplanètes, mais aucune n'a été confirmée à ce jour.
Véga dans l'histoire de l'observation vignette|Représentation de la constellation de la Lyre dans l'Uranométrie de Bayer (1661). L'astrophotographie, c'est-à-dire la photographie des objets célestes, fut créée en 1840 lorsque John William Draper prit une image de la Lune à l'aide d'un daguerréotype. Le , Véga devint la première étoile autre que le Soleil à être photographiée. Elle le fut au Harvard College Observatory, également par un daguerréotype.... Draper utilisa Véga en août 1872 afin de prendre la première image d'un spectre électromagnétique et il fut le premier à montrer la présence de raies d'absorption dans le spectre d'une étoile., contredisant ainsi l'affirmation célèbre d'Auguste Comte selon laquelle la composition chimique des étoiles était à jamais inaccessibleAuguste Comte, Cours de philosophie positive, tome II (1835) : . (de telles raies avaient déjà été observées dans le spectre solaire depuis 1859 et les travaux de Robert Bunsen et Gustav Kirchhoff.). En 1879, William Huggins utilisa des images du spectre de Véga et d'autres étoiles similaires pour identifier douze « raies très grosses » qui étaient communes parmi ce type stellaire. Elles furent par la suite identifiées comme des raies des séries de Balmer de l'hydrogène..
La distance de Véga peut être mesurée à l'aide de la parallaxe. Véga fut utilisée pour le premier calcul de la parallaxe d'une étoile par Friedrich G. W. von Struve, qui obtint .. Friedrich Bessel mit en doute les données de von Struve et il calcula la parallaxe de 61 Cygni, . Von Struve corrigea sa valeur initiale et obtint un résultat proche du double. Cette modification jeta un doute sur les données de von Struve. Ainsi, la plupart des astronomes de l'époque, y compris von Struve, attribuèrent à Bessel la paternité du premier calcul de parallaxe. Cependant, le résultat initial de von Struve est extrêmement proche de la valeur communément admise de nos jours, ...
La luminosité d'une étoile, vue depuis la Terre, est mesurée par une échelle logarithmique, la magnitude apparente qui décroît avec la luminosité de l'étoile, suivant les conventions d'« étoiles de première grandeur », « seconde grandeur » et ainsi de suite héritées de l'Antiquité grecque. Les étoiles les plus ternes visibles à l'œil nu sont de la sixième magnitude tandis que la plus brillante, Sirius, a une magnitude de -1,47. Celle-ci étant notablement plus lumineuse que presque toutes les autres étoiles du ciel, les astronomes choisirent Véga comme référence de l'échelle de magnitude (c'est-à-dire pour mesurer la couleur et la luminosité apparente des autres étoiles) : la magnitude de Véga étant proche de zéro (en fait elle est de 0,026), elle fut décrétée nulle à toutes les longueurs d'onde. Ainsi, durant de nombreuses années, Véga fut utilisée pour calibrer les échelles de luminosité en photométrie absolue.. De nos jours, la référence de la magnitude apparente est un flux numériquement spécifié. Cette approche est plus rigoureuse car elle fait abstraction d'éventuelles variations d'éclat de l'astre, et plus pratique pour les astronomes car Véga n'est pas toujours disponible ou observable dans de bonnes conditions pour l’étalonnage (notamment dans l'hémisphère sud)..
Le système photométrique UBV mesure la magnitude de l'étoile à travers des filtres ultraviolet (U), bleu (B) et jaune (V). Véga est une des six étoiles de type spectral A0V utilisées lors de l’étalonnage initial du système à sa création dans les années 1950. La magnitude moyenne de ces six étoiles fut définie à l'aide de la formule : U - B = B - V = 0. En effet, la magnitude de ces étoiles est imposée comme étant la même dans les parties jaune, bleue et ultraviolette du spectre électromagnétique.. Ainsi, Véga a un spectre électromagnétique relativement uniforme dans le visible , avec une densité de flux comprise entre —flux en fonction de la longueur d'onde pour Véga.. Cependant, la densité de flux de Véga diminue rapidement dans l'infrarouge et est proche de à une longueur d'onde de 5 micromètres..
Des mesures photométriques de Véga durant les années 1930 laissèrent à penser que l'étoile était faiblement variable, avec des changements de l'ordre de . Cet écart était près des limites observationnelles de l'époque et la variabilité de Véga fut donc débattue durant de nombreuses années. La magnitude de Véga fut de nouveau mesurée en 1981 à l'observatoire David Dunlap et les observations montrèrent une légère variabilité. Ainsi, il fut suggéré que les variations de faible amplitude de Véga correspondaient à une variable de type Delta Scuti.. Ces étoiles oscillent de manière cohérente, engendrant des pulsations périodiques de leur luminosité.. Bien que certaines caractéristiques physiques de Véga correspondent à ce type d'étoiles variables, d'autres observations ne permirent pas d'identifier des variations. Les variations purent ainsi être prises pour des erreurs de mesures systématiques... Cependant, un article de 2007 examina ces résultats, ainsi que d'autres mesures, et conclut que « Une analyse prudente des résultats précédents suggère que Véga est très probablement variable dans une fourchette de 1 à 2 %, avec des excursions occasionnelles jusqu'à 4 % de la moyenne possibles » : .. Un article de 2011 affirma également que
En 1983, Véga devint la première étoile autour de laquelle fut découvert un disque de poussières. Le satellite artificiel IRAS y observa un excès de radiations infrarouge. Cette anomalie fut attribuée à l'énergie émise par l'échauffement par Véga de la poussière en orbite..
En 2009, une équipe du Laboratoire d'Astrophysique de Toulouse-Tarbes, CNRS/Université de Toulouse, effectua la première détection d'un champ magnétique sur Véga citant ..
Propriétés physiques Véga est de type spectral A0 Va : c'est une étoile blanche teintée de bleu, c'est-à-dire dont l'hydrogène du noyau est transformé en hélium par fusion nucléaire. Véga est une étoile plus massive que le Soleil et ne passera qu'un milliard d'années sur la séquence principale, soit un dixième du SoleilSelon les modèles stellaires, les étoiles telles que 1,75 < M < 2,2 ; 0,2 < Y < 0,3 et 0,004 < Z < 0,01 passent entre entre le moment où elles atteignent la séquence principale et celui où elles deviennent des géantes rouges. Les calculs pour Véga, dont la masse est plus proche de 2,2, donnent un âge interpolé de moins d'un milliard d'années. Voir : .. L'âge de l'étoile est compris entre 386 et d'années, soit environ la moitié de sa durée de vie sur la séquence principale. Après avoir quitté la séquence principale, Véga deviendra une géante rouge de type M puis une naine blanche. À l'heure actuelle, Véga a une masse plus de deux fois supérieure à celle du Soleil et sa luminosité intrinsèque est environ celle du Soleil. Véga pourrait être une étoile variable de type Delta Scuti dont la période serait de ..
La plus grande partie de l'énergie produite par le noyau de Véga est due au cycle CNO, une réaction de fusion nucléaire qui convertit l'hydrogène en hélium en utilisant comme catalyseur des noyaux carbone, azote et oxygène. Cette réaction ne se produit principalement qu'à partir de , température plus élevée que celle du noyau du Soleil. Son rendement énergétique est identique à celui de la chaîne proton-proton, car les réactifs et les produits finaux sont identiques, mais le cycle CNO dépend bien plus fortement de la température. Dans le cas de l'étoile Véga, il y a une zone convective autour du noyau qui permet d'évacuer les produits de la réaction. La couche externe est en équilibre radiatif.
Au contraire, dans le Soleil, la zone radiative est autour du noyau tandis que la couche externe est convective...
Le flux d'énergie de Véga a été précisément mesuré en comparaison de sources de lumière standard. À , le flux est de avec une marge d'erreur de 2 %.. Le spectre visible de Véga est dominé par les raies d'absorption de l'hydrogène et plus particulièrement les raies de la série de Balmer... Les raies d'autres éléments ont une intensité relativement faible, la plus forte correspondant au magnésium, au fer et au chrome ionisés.. Véga émet peu dans le domaine des rayons X, ce qui prouve que la couronne de l'étoile doit être très faible ou absente..
Rotation