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: واقع) 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.