เวก้า

ตำแหน่งของดาวเวกา (วงกลม)
ข้อมูลการสังเกตการณ์ยุคJ2000.0       วิษุวัตJ2000.0
กลุ่มดาว	ไลรา
การออกเสียง	/ ˈ v iː ɡ ə / [ 1 ] [ 2 ] [ 3 ]หรือ / ˈ v eɪ ɡ ə / [ 2 ]
สิทธิในการขึ้นสู่สวรรค์	18 ชั่วโมง 36 นาที 56.33635 วินาที[ 4 ]
การลดลง	+38° 47′ 01.2802″ [ 4 ]
ขนาดปรากฏ  (V)	+0.026 [ 5 ] (−0.02 – +0.07) [ 6 ]
ลักษณะเฉพาะ
ขั้นตอนวิวัฒนาการ	ลำดับหลัก[ 7 ]
ประเภทสเปกตรัม	A0Va [ 8 ]
ดัชนีสี U−B	0.00 [ 9 ]
ดัชนีสี B−V	0.00 [ 9 ]
ประเภทตัวแปร	เดลต้า สคูติ[ 6 ]
ดาราศาสตร์เชิงตำแหน่ง
ความเร็วเชิงรัศมี (R v )	−13.9 ± 0.9 [ 10 ]กม./วินาที
การเคลื่อนที่ที่แท้จริง (μ)	RA:  200.94 [ 4 ] Mas / ปีธ.ค.:  286.23 [ 4 ] Mas / ปี
พารัลแลกซ์ (π)	130.23 ± 0.36  มิลลิวินาที[ 4 ]
ระยะทาง	25.04 ± 0.07  ปีแสง (7.68 ± 0.02  พาร์เซก )
ขนาดสัมบูรณ์  (M V )	+0.582 [ 11 ]
รายละเอียด
มวล	2.15+0.10 −0.15[ 12 ]  M ☉
รัศมี	2.726 ± 0.006 (เส้นศูนย์สูตร)2.418 ± 0.008 (ขั้ว) [ 12 ]  R ☉
ความสว่าง	47.2 ± 0.2 [ 12 ]  L ☉
แรงโน้มถ่วงพื้นผิว (log  g )	4.1 ± 0.1 [ 13 ]  cgs
อุณหภูมิ	10,070 ± 90 (ขั้ว)8,910 ± 130 (เส้นศูนย์สูตร) ​​[ 12 ]  K
ความเป็นโลหะ [Fe/H]	−0.5 [ 14 ] เดกซ์
การหมุน	16.3  ชม. [ 15 ]
ความเร็วเชิงมุม ( v  sin  i )	21.3 ± 0.2 [ 12 ]  กม./วินาที
อายุ	700+150 −75[ 12 ]  Myr
ชื่อเรียกอื่นๆ
Wega [ 16 ] , Lucida Lyrae [ 17 ] , Alpha Lyrae, α Lyrae , 3 Lyrae , BD +38°3238 , GJ 721 , HD 172167 , HIP 91262 , HR 7001 , SAO 67174 , LTT 15486 [ 18 ]
การอ้างอิงฐานข้อมูล
ซิมบาด	ข้อมูล

ดาว เวกา เป็น ดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดในกลุ่มดาวพิณ ทาง ซีก โลกเหนือ มีชื่อเรียกตามระบบไบเออร์ ว่า α Lyraeซึ่งเขียนเป็นภาษาละตินว่าAlpha Lyraeและย่อว่าAlpha Lyrหรือα Lyrดาวดวงนี้อยู่ค่อนข้างใกล้ระบบสุริยะ โดยอยู่ ห่างจาก ดวงอาทิตย์เพียง 25 ปีแสง (7.7 พาร์เซก ) และเป็นหนึ่งในดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดในบริเวณใกล้เคียงดวงอาทิตย์โดยสว่างกว่าดาวฤกษ์ใดๆ ที่อยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มากกว่า ดาวเวกาเป็นดาวฤกษ์ที่สว่างเป็นอันดับห้าในท้องฟ้ายามค่ำคืนและเป็นดาวฤกษ์ที่สว่างเป็นอันดับสองในซีกฟ้าเหนือ รองจาก ดาว อาร์คทูรัส

นักดาราศาสตร์ได้ศึกษาดาวเวกาอย่างละเอียดถี่ถ้วน จนทำให้ดาวเวกาถูกเรียกว่า "ดาวที่สำคัญที่สุดอันดับสองบนท้องฟ้า รองจากดวงอาทิตย์" [ 19 ] ดาว^{เวกาเคย}เป็นดาวเหนือในช่วงราว 12,000 ปีก่อนคริสตกาล และจะเป็นเช่นนั้นอีกครั้งในช่วงราวปี 13,724 เมื่อค่าเดคลิเนชันของดาวเวกาจะอยู่ที่ +84° 14′ ซึ่งน้อยกว่าหกองศาจากขั้วโลก^{[ 20 ]}ดาวเวกาเป็นดาวดวงแรกที่ไม่ใช่ดวงอาทิตย์ที่มีการถ่าย ภาพและ สเปกตรัม^{[ 21 ] [ 22 ]}มันเป็นหนึ่งในดาวดวงแรกๆ ที่มีการประมาณระยะทางผ่าน การวัด พารัลแลก ซ์ ดาว เวกาทำหน้าที่เป็นเส้นฐานสำหรับการปรับเทียบ มาตราส่วนความสว่าง ทางโฟโตเมตริกและเป็นหนึ่งในดาวที่ใช้กำหนดจุดศูนย์สำหรับระบบโฟโตเมตริก UBV

ดาวเวกามีอายุเพียงประมาณหนึ่งในสิบของอายุของดวงอาทิตย์ แต่เนื่องจากมีมวลมากกว่าถึง 2.1 เท่า อายุขัยที่คาดการณ์ไว้จึงเหลือเพียงหนึ่งในสิบของดวงอาทิตย์เช่นกัน ปัจจุบันดาวทั้งสองดวงกำลังเข้าใกล้จุดกึ่งกลางของ อายุขัย ในลำดับหลักเมื่อเปรียบเทียบกับดวงอาทิตย์ ดาวเวกามีปริมาณธาตุที่หนักกว่าฮีเลียมน้อย กว่า ^{[ 14 ]} ดาว เวกายังเป็นดาวแปรแสงซึ่งก็คือดาวที่มีความสว่างผันผวน มันหมุนรอบตัวเองอย่างรวดเร็วด้วยความเร็วความเร็ว 236 กม./วินาทีที่เส้นศูนย์สูตร ส่งผลให้เส้นศูนย์สูตรโป่งออกด้านนอกเนื่องจาก ผล ของแรงเหวี่ยงหนีศูนย์กลางและเป็นผลให้เกิดการเปลี่ยนแปลงของอุณหภูมิทั่วโฟโตสเฟียร์ ของดาวฤกษ์ ซึ่งมีค่าสูงสุดที่ขั้ว จากโลก ดาวเวกาจะถูกสังเกตจากทิศทางของขั้วใดขั้วหนึ่ง^{[ 23 ]}

จากการสังเกตพบว่ามี รังสี อินฟราเรด มากกว่า ที่คาดไว้ ดาวเวก้าดูเหมือนจะมีจานฝุ่นรอบดาวฤกษ์ฝุ่นนี้อาจเป็นผลมาจากการชนกันระหว่างวัตถุในจานเศษซาก ที่โคจรอยู่ ซึ่งคล้ายคลึงกับแถบไคเปอร์ในระบบสุริยะ [ ^{24 ]}ดาวฤกษ์ที่แสดงรังสีอินฟราเรดส่วนเกินเนื่องจากการปล่อยฝุ่นเรียกว่าดาวฤกษ์แบบเวก้า^{[ 25 ]}การสังเกตการณ์โดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศเจมส์ เวบบ์แสดงให้เห็นว่าจานนั้นเรียบเป็นพิเศษ โดยไม่มีหลักฐานของการก่อตัวโดยดาวเคราะห์ขนาดใหญ่^{[ 26 ] แม้ว่าจะมีหลักฐานบางอย่างที่ บ่ง}ชี้ว่าอาจมีดาวเคราะห์มวลเท่าเนปจูนหนึ่งดวงหรือมากกว่านั้นอยู่ใกล้ดาวฤกษ์^{[ 27 ] [ 26 ]}

α Lyrae (ในภาษาละตินคือ Alpha Lyrae ) เป็น ชื่อ ที่ไบเออร์กำหนดให้กับ ดาวดวงนี้ ชื่อดั้งเดิมคือ Vega (เดิมคือ Wega ^{[ 16 ]} ) มาจากการถอดเสียงอย่างหลวมๆ ของคำภาษาอาหรับwāqi' (ภาษาอาหรับ : واقع ) ซึ่งหมายถึง "ตก" หรือ "ลงจอด" ผ่านวลี an-nasr al-wāqi' (ภาษาอาหรับ : النّسر الْواقع ) ซึ่งหมายถึง "นกอินทรีที่กำลังร่วงหล่น" ^{[ 28 ]}ในปี 2016สหพันธ์ดาราศาสตร์สากล (IAU) ได้จัดตั้งกลุ่มทำงานเกี่ยวกับชื่อดาว (WGSN) ^{[ 29 ]}เพื่อจัดทำแคตตาล็อกและกำหนดมาตรฐานชื่อเฉพาะสำหรับดาวต่างๆ จดหมายข่าวฉบับแรกของ WGSN ในเดือนกรกฎาคม 2016 ^{[ 30 ]}มีตารางของชื่อสองชุดแรกที่ได้รับการอนุมัติจาก WGSN ซึ่งรวมถึง Vegaสำหรับดาวดวงนี้ ปัจจุบันได้มีการบันทึกไว้ในแคตตาล็อกชื่อดาวของ IAUแล้ว ^{[ 31 ]}

ดาวเวกา มักจะมองเห็นได้ใกล้จุดสูงสุด ใน ละติจูดกลางทางเหนือในช่วงเย็นของฤดูร้อน ใน ซีกโลกเหนือ^{[ 32 ]}จากละติจูดกลางทางใต้ สามารถมองเห็นดาวเวกาต่ำเหนือขอบฟ้าทางเหนือในช่วง ฤดูหนาว ของซีกโลกใต้ด้วยค่าเดคลิเนชัน +38.78° ดาวเวกาจึงสามารถมองเห็นได้เฉพาะที่ละติจูดเหนือ51° Sเท่านั้น ดังนั้นจึงไม่ขึ้นเลยในทวีปแอนตาร์กติกาหรือในส่วนใต้สุดของทวีปอเมริกาใต้ รวมถึงปุนตาอาเรนัสประเทศชิลี (53° S) ที่ละติจูดเหนือ51° Nดาวเวกาจะอยู่เหนือขอบฟ้าอย่างต่อเนื่องในฐานะดาวที่โคจรรอบขั้วโลกประมาณวันที่ 1 กรกฎาคม ดาวเวกาจะขึ้นถึงจุดสูงสุด ตอนเที่ยงคืน เมื่อมันตัดผ่านเส้นเมริเดียนในเวลานั้น^{[ 33 ]}ในทางกลับกัน ดาวเวกาจะพุ่งลงและแตะขอบฟ้าที่ทิศเหนือจริงตอนเที่ยงคืนของวันที่ 31 ธันวาคม/1 มกราคม เมื่อมองจาก 51° N

ในแต่ละคืน ตำแหน่งของดวงดาวจะปรากฏว่าเปลี่ยนไปเมื่อโลกหมุน อย่างไรก็ตาม เมื่อดาวดวงใดดวงหนึ่งอยู่ตามแนวแกนการหมุนของโลก มันจะยังคงอยู่ในตำแหน่งเดิมและจึงเรียกว่าดาวเหนือทิศทางของแกนการหมุนของโลกจะค่อยๆ เปลี่ยนไปตามกาลเวลาในกระบวนการที่เรียกว่าการเคลื่อนที่ของจุดวิษุวัต วงจรการเคลื่อนที่ครบหนึ่งรอบต้องใช้เวลา 25,770 ปี^{[ 34 ]}ในช่วงเวลานั้น ขั้วของการหมุนของโลกจะเคลื่อนที่ไปตามเส้นทางวงกลมบนทรงกลมท้องฟ้าซึ่งผ่านใกล้ดาวเด่นหลายดวง ปัจจุบันดาวเหนือคือดาวโพลาริสแต่ประมาณ 12,000 ปีก่อนคริสตกาล ขั้วชี้ไปห่างจากดาวเวกาเพียงห้าองศาเท่านั้น ด้วยการเคลื่อนที่ ขั้วจะผ่านใกล้ดาวเวกาอีกครั้งประมาณ 14,000 ปีคริสตกาล^{[ 35 ]}ดาวเวกาเป็นดาวเหนือที่สว่างที่สุดในบรรดาดาวเหนือที่ตามมา^{[ 16 ]}ในอีก 210,000 ปีข้างหน้า ดาวเวก้าจะกลายเป็นดาวที่สว่างที่สุดในท้องฟ้ายามค่ำคืน^{[ 36 ]}และจะสว่างที่สุดในอีก 290,000 ปีข้างหน้า โดยมีค่าความสว่างปรากฏเท่ากับ -0.81 ^{[ 36 ]}

ดาวดวงนี้ตั้งอยู่ตรงจุดยอด ของ กลุ่มดาวที่อยู่ห่างกันมากเรียกว่าสามเหลี่ยมฤดูร้อนซึ่งประกอบด้วยดาวเวกา บวกกับดาวฤกษ์ความสว่างระดับหนึ่งสองดวง ได้แก่ ดาวอัลแตร์ใน กลุ่ม ดาวนกอินทรีและดาวเดเนบในกลุ่มดาวหงส์ [ ^{32 ] กลุ่ม}ดาวนี้มีรูปร่างคล้ายสามเหลี่ยมมุมฉากโดยมีดาวเวกาอยู่ที่มุมฉาก สามเหลี่ยมฤดูร้อนสามารถมองเห็นได้ในท้องฟ้าทางเหนือ เนื่องจากมีดาวฤกษ์สว่างอื่นๆ เพียงไม่กี่ดวงในบริเวณใกล้เคียง^{[ 37 ]}

การถ่าย ภาพดาราศาสตร์ซึ่งเป็นการถ่ายภาพวัตถุบนท้องฟ้า เริ่มขึ้นในปี ค.ศ. 1840 เมื่อจอห์น วิลเลียม เดรเปอร์ถ่ายภาพดวงจันทร์โดยใช้ กระบวนการ ดาแกร์โรไทป์เมื่อวันที่ 17 กรกฎาคม ค.ศ. 1850 ดาวเวกาเป็นดาวดวงแรก (นอกเหนือจากดวงอาทิตย์) ที่ถูกถ่ายภาพ โดยวิลเลียม บอนด์และจอห์น อดัมส์ วิปเปิลที่หอดูดาววิทยาลัยฮา ร์วาร์ด ถ่ายภาพ ด้วยกระบวนการดาแกร์โรไทป์เช่นกัน^{[ 16 ] [ 21 ] [ 38 ]}ในเดือนสิงหาคม ค.ศ. 1872 เฮนรี เดรเปอร์ถ่ายภาพสเปกตรัม ของดาวเวกา ซึ่งเป็นภาพถ่ายสเปกตรัมของดาวดวงแรกที่แสดงเส้นดูดกลืน^{[ 22 ]}เส้นที่คล้ายกันนี้ได้ถูกระบุไว้แล้วในสเปกตรัมของดวงอาทิตย์^{[ 39 ]}ในปี ค.ศ. 1879 วิลเลียม ฮักกินส์ใช้ภาพถ่ายสเปกตรัมของดาวเวกาและดาวดวงอื่นๆ ที่คล้ายกัน เพื่อระบุชุดของ "เส้นที่แข็งแกร่งมาก" จำนวน 12 เส้น ซึ่งพบได้ทั่วไปในกลุ่มดาวประเภทนี้ ต่อมาเส้นเหล่านี้ถูกระบุว่าเป็นเส้นจากอนุกรมไฮโดรเจนบัลเมอร์^{[ 40 ]}ตั้งแต่ปี พ.ศ. 2486 สเปกตรัมของดาวดวงนี้ถูกใช้เป็นจุดอ้างอิงที่มั่นคงจุดหนึ่งในการจำแนกดาวดวงอื่น^{[ 41 ]}

ระยะทางไปยังดาวเวกาสามารถกำหนดได้โดยการวัดการเลื่อนพารัลแลกซ์ของดาวเวกาเทียบกับดาวฤกษ์พื้นหลังในขณะที่โลกโคจรรอบดวง อาทิตย์ จูเซปเป คาลันเดรลลีสังเกตพารัลแลกซ์ของดาวฤกษ์ในปี 1805-6 และได้ค่า 4 วินาทีสำหรับดาวฤกษ์ ซึ่งเป็นการประมาณค่าที่สูงเกินไป^{[ 42 ]} บุคคลแรกที่เผยแพร่พารัลแลกซ์ของดาวฤกษ์คือฟรีดริช จีดับบลิว ฟอน สตรูฟเมื่อเขาประกาศค่า 0.125 อาร์คเซคอนด์ (0.125″ ) สำหรับดาวเวกา^{[ 43 ]}ฟรีดริช เบสเซลสงสัยในข้อมูลของสตรูฟ และเมื่อเบสเซลตีพิมพ์ค่าพารัลแลกซ์ 0.314″ สำหรับระบบดาว61 Cygniสตรูฟจึงแก้ไขค่าพารัลแลกซ์ของดาวเวกาให้เกือบเป็นสองเท่าของค่าประมาณเดิม การเปลี่ยนแปลงนี้ทำให้เกิดความสงสัยในข้อมูลของสตรูฟมากขึ้น ดังนั้นนักดาราศาสตร์ส่วนใหญ่ในขณะนั้น รวมถึงสตรูฟ จึงให้เครดิตเบสเซลว่าเป็นผู้ตีพิมพ์ผลพารัลแลกซ์ครั้งแรก อย่างไรก็ตาม ผลลัพธ์เริ่มต้นของสตรูฟนั้นใกล้เคียงกับค่าที่ยอมรับในปัจจุบันที่ 0.129″ ^{[ 44 ] [ 45 ]}ซึ่งกำหนดโดยดาวเทียมดาราศาสตร์ฮิปปาร์คอส^{[ 4 ] [ 46 ] [ 47 ]}

ความสว่างของดาวฤกษ์ เมื่อมองจากโลก จะวัดด้วยมาตราส่วนลอการิทึม มาตรฐาน ค่าความสว่างปรากฏนี้เป็นค่าตัวเลขที่ลดลงเมื่อความสว่างของดาวฤกษ์เพิ่มขึ้น ดาวฤกษ์ที่ริบหรี่ที่สุดที่มองเห็นได้ด้วยตาเปล่ามีความสว่างระดับที่ 6 ในขณะที่ดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดในท้องฟ้ายามค่ำคืน คือ ดาวซิริอุสซึ่งมีความสว่างระดับ −1.46 เพื่อให้ได้มาตรฐานของมาตราส่วนความสว่าง นักดาราศาสตร์จึงเลือกดาวเวกาและดาวฤกษ์ที่คล้ายกันอีกหลายดวง และหาค่าเฉลี่ยความสว่างของดาวเหล่านั้นเพื่อแสดงค่าความสว่างระดับศูนย์ที่ความยาวคลื่นทั้งหมด ดังนั้นเป็นเวลาหลายปีที่ดาวเวกาถูกใช้เป็นเส้นฐานสำหรับการสอบเทียบมาตราส่วนความสว่างเชิงโฟโตเมตริก สัมบูรณ์ ^{[ 48 ]}อย่างไรก็ตาม ปัจจุบันไม่เป็นเช่นนั้นอีกต่อไป เนื่องจากจุดความสว่างปรากฏระดับศูนย์มักถูกกำหนดในแง่ของฟลักซ์ ที่ระบุเป็นตัวเลขโดยเฉพาะ วิธีนี้สะดวกกว่าสำหรับนักดาราศาสตร์ เนื่องจากดาวเวกาไม่ได้มีให้สอบเทียบเสมอไปและมีความสว่างที่แปรผัน^{[ 49 ]}

ระบบโฟโตเมตริก UBVวัดค่าความสว่างของดาวฤกษ์ผ่าน ตัวกรองรังสี อัลตราไวโอเลตสีน้ำเงิน และสีเหลือง ทำให้ได้ค่าU , BและV ตามลำดับ ดาวเวกาเป็นหนึ่งใน ดาวฤกษ์ A0V หกดวง ที่ใช้ในการกำหนดค่าเฉลี่ยเริ่มต้นสำหรับระบบโฟโตเมตริกนี้เมื่อมีการนำมาใช้ในช่วงทศวรรษ 1950 ค่าความสว่างเฉลี่ยของดาวฤกษ์ทั้งหกดวงนี้ถูกกำหนดไว้ดังนี้: U − B = B − V = 0 ในทางปฏิบัติ มาตราส่วนความสว่างได้รับการปรับเทียบเพื่อให้ค่าความสว่างของดาวฤกษ์เหล่านี้เท่ากันในส่วนสีเหลือง สีน้ำเงิน และรังสีอัลตราไวโอเลตของสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้า^{[ 50 ]} ดังนั้น ดาวเวกา จึงมีสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้าที่ค่อนข้างแบนในย่านแสงที่มองเห็นได้—ช่วงความยาวคลื่น 350–850 นาโนเมตรซึ่งส่วนใหญ่สามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่า—ดังนั้นความหนาแน่นของฟลักซ์จึงเท่ากันโดยประมาณ 2,000–4,000  Jy [ ^{51 ]}อย่างไรก็ตาม ความหนาแน่นของฟลักซ์ของดาวเวก้าลดลงอย่างรวดเร็วในย่าน^{อินฟราเรด}และอยู่ใกล้100 Jyที่5  ไมโครเมตร [ ^{52 ]​}

การวัดความสว่างของดาวเวกาในช่วงทศวรรษ 1930 ปรากฏว่าดาวดวงนี้มีความแปรผันของความสว่างในระดับต่ำประมาณ ±0.03 แมกนิจูด (ประมาณ ±2.8% ^{[หมายเหตุ 1 ]}ความสว่าง) ช่วงความแปรผันนี้อยู่ใกล้ขีดจำกัดของความสามารถในการสังเกตการณ์ในเวลานั้น ดังนั้นเรื่องความแปรผันของดาวเวกาจึงเป็นที่ถกเถียงกัน ความสว่างของดาวเวกาถูกวัดอีกครั้งในปี 1981 ที่หอดูดาวเดวิด ดันแลปและแสดงให้เห็นถึงความแปรผันเล็กน้อย จึงมีการเสนอแนะว่าดาวเวกาแสดงการสั่นไหวที่มีแอมพลิจูดต่ำเป็นครั้งคราวซึ่งเกี่ยวข้องกับดาวแปรแสงเดลต้า สคูติ [ ^{53 ] นี่}คือประเภทของดาวที่สั่นไหวในลักษณะที่สอดคล้องกัน ส่งผลให้เกิดการสั่นไหวเป็นระยะในความสว่างของดาว^{[ 54 ]}แม้ว่าดาวเวกาจะตรงกับลักษณะทางกายภาพของดาวแปรแสงประเภทนี้ แต่ผู้สังเกตการณ์คนอื่นๆ ก็ไม่พบความแปรผันดังกล่าว ดังนั้น ความแปรปรวนจึงถูกมองว่าอาจเป็นผลมาจากข้อผิดพลาดที่เป็นระบบในการวัด^{[ 55 ] [ 56 ]}อย่างไรก็ตาม บทความในปี 2007 ได้สำรวจผลลัพธ์เหล่านี้และผลลัพธ์อื่นๆ และสรุปว่า "การวิเคราะห์อย่างระมัดระวังของผลลัพธ์ข้างต้นชี้ให้เห็นว่า Vega มีแนวโน้มที่จะแปรปรวนในช่วง 1–2% โดยอาจมีการเบี่ยงเบนเป็นครั้งคราวมากถึง 4% จากค่าเฉลี่ย" ^{[ 57 ]}นอกจากนี้ บทความในปี 2011 ยังยืนยันว่า "ความแปรปรวนระยะยาว (ปีต่อปี) ของ Vega ได้รับการยืนยันแล้ว" ^{[ 58 ]}

ดาวเวกาเป็น ดาวฤกษ์ลำดับหลักเดี่ยวดวงแรกที่อยู่นอกดวงอาทิตย์ที่ทราบว่าเป็นแหล่งกำเนิดรังสีเอ็กซ์ เมื่อมีการสังเกตการณ์จากกล้องโทรทรรศน์รังสีเอ็กซ์แบบถ่ายภาพที่ส่งขึ้นไปบนจรวดAerobee 350 จากฐานยิงขีปนาวุธไวท์แซนด์สใน ปี 1979 ^{[ 59 ]}ในปี 1983 ดาวเวกาเป็นดาวฤกษ์ดวงแรกที่พบว่ามีจานฝุ่นดาวเทียมดาราศาสตร์อินฟราเรด (IRAS) ค้นพบรังสีอินฟราเรดส่วนเกินที่มาจากดาวฤกษ์ และสิ่งนี้ถูกระบุว่าเป็นพลังงานที่ปล่อยออกมาจากฝุ่นที่โคจรอยู่รอบดาวฤกษ์เมื่อได้รับความร้อนจากดาวฤกษ์^{[ 60 ]}

ดาว เวก้า มี สเปกตรัมคลาส A0V ทำให้เป็น ดาวฤกษ์ลำดับหลักสีขาวอมฟ้าที่กำลังหลอมรวมไฮโดรเจนเป็นฮีเลียมในแกนกลาง เนื่องจากดาวฤกษ์ที่มีมวลมากจะใช้เชื้อเพลิงฟิวชั่นได้เร็วกว่าดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยกว่า อายุขัยของดาวเวก้าในลำดับหลักจึงอยู่ที่ประมาณหนึ่งพันล้านปี ซึ่งเป็นหนึ่งในสิบของดวงอาทิตย์^{[ 61 ]}ปัจจุบันดาวดวงนี้มีอายุประมาณ 700 ล้านปี^{[ 12 ]}หรือประมาณครึ่งหนึ่งของอายุขัยในลำดับหลักทั้งหมดที่คาดการณ์ไว้ หลังจากออกจากลำดับหลัก ดาวเวก้าจะกลายเป็นดาวยักษ์แดง คลาส M และสูญเสียมวลไปมาก จนในที่สุดก็กลายเป็นดาวแคระขาวปัจจุบัน ดาวเวก้ามีมวลมากกว่าสองเท่า^{[ 23 ]}ของดวงอาทิตย์ และความสว่างโบโลเมตริก ของมัน อยู่ที่ประมาณ 40 เท่าของดวงอาทิตย์ เนื่องจากดาวเวก้าหมุนรอบตัวเองอย่างรวดเร็ว ประมาณหนึ่งรอบทุก 16.5 ชั่วโมง^{[ 15 ]}และมองเห็นได้เกือบตรงขั้ว ความสว่างปรากฏของมัน ซึ่งคำนวณโดยสมมติว่ามีความสว่างเท่ากันทั่วทั้งดวง จะอยู่ที่ประมาณ 57 เท่าของดวงอาทิตย์^{[ 13 ]}หากดาวเวก้าเป็นดาวแปรแสง มันอาจเป็นดาวแปรแสงประเภทเดลต้า สคูติโดยมีคาบประมาณ 0.107 วัน^{[ 53 ]}

พลังงานส่วนใหญ่ที่ผลิตขึ้นที่แกนกลางของดาวเวกาเกิดจากวัฏจักรคาร์บอน-ไนโตรเจน-ออกซิเจน ( วัฏจักร CNO ) ซึ่งเป็น กระบวนการ ฟิวชั่นนิวเคลียร์ที่รวมโปรตอนเพื่อสร้างนิวเคลียสฮีเลียมผ่านนิวเคลียสตัวกลางของคาร์บอน ไนโตรเจน และออกซิเจน กระบวนการนี้จะเด่นชัดที่อุณหภูมิประมาณ 17 ล้าน K ^{[ 62 ]}ซึ่งสูงกว่าอุณหภูมิแกนกลางของดวงอาทิตย์เล็กน้อย แต่มีประสิทธิภาพน้อยกว่า ปฏิกิริยาฟิว ชั่นลูกโซ่โปรตอน-โปรตอน ของดวงอาทิตย์ วัฏจักร CNO มีความไวต่ออุณหภูมิสูง ซึ่งส่งผลให้เกิดโซนการพาความร้อนรอบแกนกลาง^{[ 63 ]}ที่กระจาย 'เถ้า' จากปฏิกิริยาฟิวชั่นอย่างสม่ำเสมอภายในบริเวณแกนกลาง บรรยากาศด้านบนอยู่ในสมดุลการแผ่รังสีซึ่งแตกต่างจากดวงอาทิตย์ที่มีโซนการแผ่รังสีอยู่ตรงกลางแกนกลางและมีโซนการพาความร้อนอยู่ด้านบน^{[ 64 ]}

ปริมาณพลังงานที่ปล่อยออกมาจากดาวเวกาได้รับการวัดอย่างแม่นยำโดยเทียบกับแหล่งกำเนิดแสงมาตรฐานแล้ว5,480 Åความหนาแน่นของฟลักซ์คือ3,650 Jyโดยมีระยะขอบความคลาดเคลื่อน 2% ^{[ 65 ]}สเปกตรัมที่มองเห็นได้ของดาวเวกาถูกครอบงำด้วยเส้นดูดกลืนของไฮโดรเจน โดยเฉพาะอย่างยิ่งอนุกรม Balmer ของไฮโดรเจน ที่มีอิเล็กตรอน อยู่ ที่เลขควอนตัมหลัก n=2 ^{[ 66 ] [ 67 ]}เส้นของธาตุอื่นๆ ค่อนข้างอ่อน โดยที่แรงที่สุดคือแมกนีเซียมไอออนเหล็กและโครเมียม [ ^{68 ]} การปล่อย รังสีเอกซ์จากดาวเวกานั้นต่ำมาก แสดงให้เห็นว่า^{โคโรนา}ของดาวดวงนี้ต้องอ่อนมากหรือไม่มีอยู่เลย^{[ 69 ]}อย่างไรก็ตาม เนื่องจากขั้วของดาวเวกาหันหน้าเข้าหาโลกและอาจมีรูโคโรนา ที่ขั้ว ^{[ 59 ] [ 70 ]}การยืนยันโคโรนาว่าเป็นแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์ที่ตรวจพบจากดาวเวกา (หรือบริเวณใกล้เคียงกับดาวเวกา) อาจทำได้ยาก เนื่องจากรังสีเอกซ์จากโคโรนาส่วนใหญ่จะไม่ถูกปล่อยออกมาตามแนวสายตา^{[ 70 ] [ 71 ]}

ทีมนักดาราศาสตร์จากหอดูดาวปิกดูมิดิ (Observatoire du Pic du Midi ) ตรวจพบ สนามแม่เหล็ก บนพื้นผิวของดาวเวกา โดยใช้เทคนิคสเปกโตรโพลาไรเมตรี นี่เป็นการตรวจพบสนามแม่เหล็กบนดาวฤกษ์ประเภทสเปกตรัมคลาส A ที่ไม่ใช่ดาวฤกษ์พิเศษทางเคมีประเภทAp เป็นครั้งแรก ส่วนประกอบเฉลี่ยของสนามแม่เหล็กในแนวสายตามีค่าความแรง...−0.6 ± 0.3 เกาส์ (G) [ ^{72 ] ซึ่ง}เทียบได้กับสนามแม่เหล็กเฉลี่ยบนดวงอาทิตย์^{[ 73 ]}มีรายงานว่าสนามแม่เหล็กของดาวเวก้ามีค่าประมาณ 30 G เมื่อเทียบกับดวงอาทิตย์ที่มีค่าประมาณ 1 G ^{[ 59 ]}ในปี 2015 มีการตรวจพบ จุด สว่างบนพื้นผิวของดาว ซึ่งเป็นการตรวจพบครั้งแรกสำหรับ ดาวประเภท Aปกติและลักษณะเหล่านี้แสดงให้เห็นหลักฐานของการปรับเปลี่ยนการหมุนด้วยคาบเวลา 0.68 วัน^{[ 74 ]}

ดาวเวกามีคาบการหมุนรอบตัวเอง 16.3 ชั่วโมง^{[ 15 ]}ซึ่งเร็วกว่าคาบการหมุนรอบตัวเองของดวงอาทิตย์มาก แต่คล้ายคลึงกับ และช้ากว่าเล็กน้อยเมื่อเทียบกับดาวพฤหัสบดีและดาวเสาร์ด้วยเหตุนี้ ดาวเวกาจึงมีรูปร่างแบนคล้ายกับดาวเคราะห์ทั้งสองดวงนั้น

เมื่อทำการวัดรัศมีของดาวเวกาด้วยความแม่นยำสูงโดยใช้เครื่องวัดการรบกวนของแสงผลลัพธ์ที่ได้คือค่าประมาณที่มากเกินคาด2.73 ± 0.01เท่าของรัศมีดวงอาทิตย์ [ ^{13 ] ซึ่ง}ใหญ่กว่ารัศมีของดาวซิริอุสถึง 60% ในขณะที่แบบจำลองดาวฤกษ์ระบุว่าควรจะใหญ่กว่าเพียงประมาณ 12% เท่านั้น อย่างไรก็ตาม ความคลาดเคลื่อนนี้สามารถอธิบายได้หากดาวเวกาเป็นดาวที่หมุนเร็วมากและถูกมองจากทิศทางของขั้วการหมุน การสังเกตการณ์โดยอาร์เรย์ CHARAในปี 2548–2549 ยืนยันข้อสรุปนี้^{[ 13 ]}

ขั้วของดาวเวกา ซึ่งเป็นแกนหมุนของมัน เอียงไม่เกินห้าองศาจากแนวสายตาที่มองมายังโลก ค่าประมาณความเร็วในการหมุนของดาวเวกาที่สูงที่สุดคือ236.2 ± 3.7 กม./วินาที^{[ 75 ]}ตามแนวเส้นศูนย์สูตร ซึ่งสูงกว่าความเร็วในการหมุน ที่สังเกตได้ (เช่น ฉายภาพ ) มาก เนื่องจากมองเห็นดาวเวก้าเกือบจะตรงขั้ว ความเร็วนี้คิดเป็น 88% ของความเร็วที่จะทำให้ดาวเริ่มแตกตัวเนื่องจาก แรงเหวี่ยงหนีศูนย์กลาง^{[ 75 ]}การหมุนอย่างรวดเร็วของดาวเวก้าทำให้เกิดส่วนนูนที่เส้นศูนย์สูตรอย่างเห็นได้ชัด ดังนั้นรัศมีของเส้นศูนย์สูตรจึงใหญ่กว่ารัศมีขั้วถึง 19% เมื่อเทียบกับดาวเสาร์ซึ่งมีขนาดแบนกว่าเพียง 11% ซึ่งเป็นดาวเคราะห์ที่แบนที่สุดในระบบสุริยะ รัศมีขั้วที่วัดได้ของดาวดวงนี้คือรัศมีดวงอาทิตย์ เท่ากับ 2.418 เท่าในขณะที่รัศมีเส้นศูนย์สูตรเท่ากับรัศมีดวงอาทิตย์2.726 เท่า ^{[ 12 ]}จากโลก ส่วนที่นูนนี้ถูกมองจากทิศทางของขั้วโลก ทำให้ได้ค่าประมาณรัศมีที่ใหญ่เกินไป

แรงโน้มถ่วงเฉพาะที่บริเวณขั้วโลกมีค่ามากกว่าบริเวณเส้นศูนย์สูตร ซึ่งส่งผลให้เกิดความแปรผันของอุณหภูมิยังผลทั่วทั้งดาวฤกษ์ โดยอุณหภูมิบริเวณขั้วโลกจะใกล้เคียงกับ10,000  เคลวินในขณะที่อุณหภูมิบริเวณเส้นศูนย์สูตรอยู่ที่ประมาณ8,152 K [ ^{75 ] ความ}แตกต่างของอุณหภูมิที่มากระหว่างขั้วและเส้นศูนย์สูตรนี้ทำให้เกิด ปรากฏการณ์ ความมืดเนื่องจากแรงโน้มถ่วง อย่างรุนแรง เมื่อมองจากขั้ว จะทำให้ขอบของดาวมืดกว่า (ความเข้มต่ำกว่า) ที่ปกติจะคาดหวังสำหรับดาวที่มีสมมาตรทรงกลม การไล่ระดับอุณหภูมิอาจหมายความว่าดาวเวก้ามีเขตการพาความร้อนรอบเส้นศูนย์สูตร^{[ 13 ] [ 76 ]}ในขณะที่ส่วนที่เหลือของชั้นบรรยากาศน่าจะอยู่ในสมดุลการแผ่รังสีเกือบทั้งหมด[ 77 ^{]ตามทฤษฎีบท}ของVon Zeipelความสว่างเฉพาะที่สูงกว่าที่ขั้ว ดังนั้น หากมองดาวเวก้าตามระนาบของเส้นศูนย์สูตรแทนที่จะมองจากขั้วโดยตรง ความสว่างโดยรวมของดาวก็จะต่ำลง

เนื่องจากดาวเวกาถูกใช้เป็นดาวมาตรฐานสำหรับการสอบเทียบกล้องโทรทรรศน์ มานานแล้ว การค้นพบว่ามันหมุนอย่างรวดเร็วอาจท้าทายสมมติฐานพื้นฐานบางประการที่อิงตามความสมมาตรทรงกลม เมื่อทราบมุมมองและอัตราการหมุนของดาวเวกาแล้ว จะทำให้สามารถสอบเทียบเครื่องมือได้ดียิ่งขึ้น^{[ 78 ]}

ในทางดาราศาสตร์ ธาตุที่มีเลขอะตอม สูง กว่าฮีเลียมเรียกว่า "โลหะ" ปริมาณโลหะในชั้นบรรยากาศ ของดาวเวกา คิดเป็นเพียงประมาณ 32% ของปริมาณธาตุหนักในชั้นบรรยากาศของดวงอาทิตย์^{[หมายเหตุ 2 ]} (ลองเปรียบเทียบกับดาวซิริอุสที่มีปริมาณโลหะมากกว่าดวงอาทิตย์ถึงสามเท่า) สำหรับการเปรียบเทียบ ดวงอาทิตย์มีปริมาณธาตุที่หนักกว่าฮีเลียมประมาณ Z _Sol  = 0.0172 ± 0.002 ^[ 79 ^]ดังนั้น ในแง่ของปริมาณ มีเพียงประมาณ 0.54% ของดาววีกาเท่านั้นที่ประกอบด้วยธาตุที่หนักกว่าฮีเลียม^{ไนโตรเจน}มีปริมาณมากกว่าเล็กน้อยออกซิเจนมีปริมาณน้อยกว่าเพียงเล็กน้อย และกำมะถันมีปริมาณประมาณ 50% ของดวงอาทิตย์ ในทางกลับกัน ดาววีกามีปริมาณเพียง 10% ถึง 30% ของปริมาณดวงอาทิตย์สำหรับธาตุหลักอื่นๆ ส่วนใหญ่ โดยแบเรียมและสแกนเดียม มีปริมาณ ต่ำกว่า 10% ^{[ 75 ]}

ความเป็นโลหะที่ต่ำผิดปกติของดาวเวก้าทำให้มันเป็นดาวแลมบ์ดาโบติสที่ อ่อนแอ ^{[ 80 ] [ 81 ]}อย่างไรก็ตาม เหตุผลของการมีอยู่ของดาวที่มีองค์ประกอบทางเคมีที่แปลกประหลาดเช่นนี้ซึ่งมีสเปกตรัมคลาส A0–F0 ยังคงไม่ชัดเจน ความเป็นไปได้หนึ่งคือ ความผิดปกติทางเคมีอาจเป็นผลมาจากการแพร่กระจายหรือการสูญเสียมวล แม้ว่าแบบจำลองดาวฤกษ์จะแสดงให้เห็นว่าโดยปกติแล้วสิ่งนี้จะเกิดขึ้นเฉพาะในช่วงใกล้สิ้นสุดอายุขัยการเผาไหม้ไฮโดรเจนของดาวฤกษ์เท่านั้น ความเป็นไปได้อีกประการหนึ่งคือ ดาวฤกษ์ก่อตัวขึ้นจากตัวกลางระหว่างดาวฤกษ์ที่เป็นก๊าซและฝุ่นที่มีโลหะต่ำผิดปกติ^{[ 82 ]}

อัตราส่วนของฮีเลียมต่อไฮโดรเจนที่สังเกตได้ในดาวเวกาคือ0.030 ± 0.005ซึ่งต่ำกว่าดวงอาทิตย์ประมาณ 40% นี่อาจเกิดจากการหายไปของโซนการพาความร้อน ของฮีเลียม ใกล้พื้นผิว การถ่ายโอนพลังงานจึงเกิดขึ้นจากกระบวนการแผ่รังสีแทนซึ่งอาจทำให้เกิดความผิดปกติของปริมาณผ่านการแพร่กระจาย^{[ 83 ]}

ความเร็วเชิงรัศมีของดาวเวกา คือ ส่วนประกอบของการเคลื่อนที่ของดาวดวงนี้ตามแนวสายตาไปยังโลก การเคลื่อนที่ออกห่างจากโลกจะทำให้แสงจากดาวเวกาเปลี่ยนความถี่ไปเป็นความถี่ ต่ำลง (ไปทางสีแดง) หรือไปเป็นความถี่สูงขึ้น (ไปทางสีน้ำเงิน) หากการเคลื่อนที่เข้าหาโลก ดังนั้นจึงสามารถวัดความเร็วได้จากปริมาณการเปลี่ยนแปลงของสเปกตรัมของดาว การวัดค่าการเลื่อนไปทางสีน้ำเงิน อย่างแม่นยำ จะให้ค่าเท่ากับ−13.9 ± 0.9 กม./วินาที [ ^{10 ] เครื่องหมาย}ลบแสดงถึงการเคลื่อนที่สัมพัทธ์เข้าหาโลก

การเคลื่อนที่ในแนวตั้งฉากกับแนวสายตาทำให้ตำแหน่งของดาวเวกาเปลี่ยนไปเมื่อเทียบกับดาวฤกษ์ที่อยู่ไกลออกไป การวัดตำแหน่งของดาวอย่างละเอียดทำให้สามารถคำนวณ การเคลื่อนที่เชิงมุมนี้ ซึ่งเรียกว่า การเคลื่อนที่เฉพาะตัว (proper motion) ได้ การเคลื่อนที่เฉพาะตัวของดาวเวกาคือ202.03 ± 0.63  มิลลิอาร์กวินาที (mas) ต่อปีในไรต์แอสเซนชันซึ่งเป็นค่าเทียบเท่าทางดาราศาสตร์ของลองจิจูดและ287.47 ± 0.54 มิลลิวินาทีต่อปีในค่าเดคลิเนชันซึ่งเทียบเท่ากับการเปลี่ยนแปลงของละติจูดการเคลื่อนที่สุทธิของดาวเวกาคือ327.78 mas/y , ^{[ 84 ]}ซึ่งส่งผลให้เกิดการเคลื่อนที่เชิงมุมหนึ่งองศาทุกๆ11,000ปี

ในระบบพิกัดกาแล็กซีส่วนประกอบความเร็วในอวกาศของดาวเวกาคือ (U, V, W) = (−16.1 ± 0.3 ,−6.3 ± 0.8 ,−7.7 ± 0.3 ) กม./วินาทีสำหรับความเร็วสุทธิในอวกาศที่19 กม./วินาที [ ^{85 ] แม้ว่า}ในปัจจุบันดาวเวกาจะเป็นดาวที่สว่างเป็นอันดับห้าในท้องฟ้ายามค่ำคืน แต่ดาวดวงนี้ก็ค่อยๆ สว่างขึ้นเนื่องจากการเคลื่อนที่เฉพาะตัวทำให้มันเข้าใกล้ดวงอาทิตย์มากขึ้น^{[ 86 ]}ดาวเวกาจะเข้าใกล้ดวงอาทิตย์มากที่สุดในอีกประมาณ 264,000 ปีข้างหน้า โดยมี ระยะห่างจากดวงอาทิตย์ที่จุดใกล้ ดวงอาทิตย์ที่สุด (perihelion ) เท่ากับ 13.2 ปีแสง (4.04 พาร์เซก) ^{[ 87 ]}

จากคุณสมบัติทางจลนศาสตร์ของดาวดวงนี้ ดูเหมือนว่ามันจะอยู่ในกลุ่มดาวที่เรียกว่าCastor Moving Groupอย่างไรก็ตาม Vega อาจมีอายุมากกว่ากลุ่มนี้มาก ดังนั้นการเป็นสมาชิกจึงยังไม่แน่นอน^{[ 75 ]}กลุ่มนี้ประกอบด้วยดาวประมาณ 16 ดวง รวมถึงAlpha Librae , Alpha Cephei , Castor , Fomalhautและ Vega สมาชิกทั้งหมดของกลุ่มกำลังเคลื่อนที่ไปในทิศทางเดียวกันเกือบทั้งหมดด้วยความเร็วในอวกาศ ที่คล้ายคลึงกัน การเป็นสมาชิกในกลุ่มเคลื่อนที่บ่งบอกถึงต้นกำเนิดร่วมกันของดาวเหล่านี้ในกระจุกดาวเปิดที่ต่อมาได้กลายเป็นกระจุกดาวที่ไม่ถูกผูกมัดด้วยแรงโน้มถ่วง^{[ 88 ]}อายุโดยประมาณของกลุ่มเคลื่อนที่นี้คือ200 ± 100 ล้านปีและพวกมันมีความเร็วในอวกาศโดยเฉลี่ย16.5 กม./วินาที [ ^{หมายเหตุ 3 ] [ 85 ]}

หนึ่งในผลลัพธ์แรกๆ จากดาวเทียมดาราศาสตร์อินฟราเรด (IRAS) คือการค้นพบฟลักซ์อินฟราเรดส่วนเกินที่มาจากดาวเวกา ซึ่งเกินกว่าที่คาดการณ์ได้จากดาวดวงนี้เพียงอย่างเดียว ฟลักซ์ส่วนเกินนี้วัดได้ที่ความยาวคลื่น 25, 60 และ 80 นาโน เมตร100  ไมโครเมตรและมาจากภายในรัศมีเชิงมุม10 อาร์คเซคอนด์ (10″ ) โดยมีจุดศูนย์กลางอยู่ที่ดาวฤกษ์ ที่ระยะห่างที่วัดได้ของดาวเวกา ค่านี้สอดคล้องกับรัศมีจริงที่80  หน่วยดาราศาสตร์ (AU) โดยที่ AU คือรัศมีเฉลี่ยของวงโคจรของโลกรอบดวงอาทิตย์ มีการเสนอว่ารังสีนี้มาจากสนามของอนุภาคที่โคจรซึ่งมีขนาดประมาณมิลลิเมตร เนื่องจากอนุภาคที่เล็กกว่านั้นจะถูกกำจัดออกจากระบบในที่สุดด้วยแรงดันรังสีหรือถูกดึงเข้าไปในดาวฤกษ์ด้วยแรงต้านของ Poynting–Robertson [ ^{89 ] อย่าง}หลังเป็นผลมาจากแรงดันรังสีที่สร้างแรงที่มีประสิทธิภาพซึ่งต่อต้านการเคลื่อนที่ในวงโคจรของอนุภาคฝุ่น ทำให้มันหมุนวนเข้าด้านใน ผลกระทบนี้จะเด่นชัดที่สุดสำหรับอนุภาคขนาดเล็กที่อยู่ใกล้ดาวฤกษ์^{[ 90 ]}

การวัดค่า Vega ครั้งต่อมาที่อนุภาค ขนาด 193 ไมโครเมตรแสดงอัตราการไหลต่ำกว่าที่คาดไว้ ซึ่งบ่งชี้ว่าอนุภาคเหล่านั้นควรมีขนาดประมาณ...100 μmหรือน้อยกว่านั้น เพื่อรักษาระดับฝุ่นจำนวนนี้ไว้ในวงโคจรรอบดาวเวกา จำเป็นต้องมีแหล่งเติมเต็มอย่างต่อเนื่อง กลไกที่เสนอสำหรับการรักษาฝุ่นคือจานของวัตถุที่รวมตัวกันซึ่งอยู่ในกระบวนการยุบตัวเพื่อก่อตัวเป็นดาวเคราะห์^{[ 89 ]}แบบจำลองที่ปรับให้เข้ากับการกระจายตัวของฝุ่นรอบดาวเวกาบ่งชี้ว่ามันเป็นจานวงกลมรัศมี 120 หน่วยดาราศาสตร์เมื่อมองจากเกือบขั้ว นอกจากนี้ยังมีรูตรงกลางจานที่มีรัศมีไม่น้อยกว่า80 AU . ^{[ 91 ]}

หลังจากการค้นพบส่วนเกินของรังสีอินฟราเรดรอบดาวเวกา ได้มีการค้นพบดาวดวงอื่น ๆ ที่แสดงความผิดปกติที่คล้ายคลึงกันซึ่งเกิดจากการปล่อยรังสีของฝุ่น ณ ปี 2002 มีการค้นพบดาวเหล่านี้ประมาณ 400 ดวง และดาวเหล่านี้ได้รับการขนานนามว่า "ดาวคล้ายเวกา" หรือ "ดาวเวกาที่มีส่วนเกิน" เชื่อกันว่าดาวเหล่านี้อาจให้เบาะแสเกี่ยวกับต้นกำเนิดของระบบสุริยะ^{[ 25 ]}

ในปี 2005 กล้องโทรทัศน์อวกาศสปิตเซอร์ได้สร้างภาพอินฟราเรดความละเอียดสูงของฝุ่นรอบดาวเวกา ซึ่งแสดงให้เห็นว่าแผ่ขยายออกไปไกลถึง 43″ (330 AU ) ที่ความยาวคลื่น24 ไมโครเมตร , 70″ (543 AU ) ที่70 ไมโครเมตรและ105″ (815 AU ) ที่160 ไมโครเมตรพบว่าแผ่นดิสก์ที่กว้างกว่ามากเหล่านี้มีรูปทรงกลมและปราศจากก้อน โดยมีอนุภาคฝุ่นขนาดตั้งแต่ 1–มีขนาด 50 ไมโครเมตร มวลรวมโดยประมาณของฝุ่นนี้คือ 3 × 10⁻³เท่าของมวลโลก (ประมาณ 7.5 เท่าของมวลของแถบดาวเคราะห์ น้อย ) การผลิตฝุ่นจะต้องอาศัยการชนกันระหว่างดาวเคราะห์น้อยในกลุ่มที่สอดคล้องกับแถบไคเปอร์รอบดวงอาทิตย์ ดังนั้นฝุ่นจึงมีแนวโน้มที่จะถูกสร้างขึ้นจากจานเศษซากรอบดาวเวกา มากกว่าจากจานดาวเคราะห์ก่อนกำเนิดอย่างที่เคยคิดไว้ก่อนหน้านี้ ^{[ 24 ]}

ขอบเขตด้านในของจานเศษซากถูกประมาณไว้ที่11″ ± 2″หรือ 70–100 AUแผ่นดิสก์ฝุ่นนี้เกิดขึ้นจากแรงดันรังสีจากดาวเวก้าที่ผลักเศษซากจากการชนกับวัตถุขนาดใหญ่ออกไปด้านนอก อย่างไรก็ตาม การผลิตฝุ่นในปริมาณที่สังเกตได้ตลอดช่วงชีวิตของดาวเวก้าอย่างต่อเนื่องจะต้องใช้มวลเริ่มต้นมหาศาล ซึ่งคาดว่ามีมวลมากกว่าดาวพฤหัสบดี หลายร้อยเท่า ดังนั้นจึงมีความเป็นไปได้มากกว่าที่จะเกิดจากการแตกตัวของดาวหางหรือดาวเคราะห์น้อยขนาดปานกลาง (หรือใหญ่กว่า) เมื่อไม่นานมานี้ ซึ่งต่อมาแตกตัวออกเป็นชิ้นเล็ก ๆ มากขึ้นจากการชนกันระหว่างส่วนประกอบที่เล็กกว่ากับวัตถุอื่น ๆ แผ่นดิสก์ฝุ่นนี้จะมีอายุค่อนข้างน้อยเมื่อเทียบกับช่วงเวลาของอายุของดาวฤกษ์ และในที่สุดก็จะถูกกำจัดออกไป เว้นแต่ว่าจะมีเหตุการณ์การชนกันอื่น ๆ ที่จะนำฝุ่นมาเพิ่มอีก^{[ 24 ]}

การสังเกตการณ์ครั้งแรกด้วยเครื่องวัดการรบกวนแบบทดสอบ PalomarโดยDavid CiardiและGerard van Belleในปี 2544 ^{[ 92 ]}และได้รับการยืนยันในภายหลังด้วยอาร์เรย์ CHARAที่ Mt. Wilson ในปี 2549 และอาร์เรย์กล้องโทรทรรศน์อินฟราเรดแบบออปติคอ ล ที่ Mt. Hopkins ในปี 2554 ^{[ 93 ]}เผยให้เห็นหลักฐานของแถบฝุ่นชั้นในรอบดาวเวกา ซึ่งมีต้นกำเนิดมาจากภายในฝุ่นนอกระบบสุริยะนี้ ซึ่งอยู่ห่างจากดาวฤกษ์8 AUอาจเป็นหลักฐานของการรบกวนทางพลศาสตร์ภายในระบบ^{[ 94 ]}ซึ่งอาจเกิดจากการถูกดาวหางหรืออุกกาบาต พุ่งชนอย่างรุนแรง และอาจเป็นหลักฐานของการมีอยู่ของระบบดาวเคราะห์^{[ 95 ]}

ดิสก์ยังได้รับการสังเกตด้วยALMAในปี 2020 ^{[ 96 ]} LMT ในปี 2022 [ ^{97 ] และ}ด้วยHubble STIS ^{[ 98 ]}และJWST MIRI ในปี 2024 ^{[ 26 ]}ภาพจาก ALMA สามารถแยกแยะดิสก์ชั้นนอกได้เป็นครั้งแรก^{[ 96 ]}การสังเกตการณ์ของ Hubble อ้างว่าเป็นภาพแรกของดิสก์ในแสงกระเจิงและพบฮาโลชั้นนอกที่ประกอบด้วยอนุภาคฝุ่นขนาดเล็ก^{[ 98 ]}การสังเกตการณ์ของ JWST ยังตรวจพบฮาโล ดิสก์ชั้นนอก และดิสก์ชั้นในเป็นครั้งแรก การสังเกตการณ์อินฟราเรดยังแสดงให้เห็นช่องว่างที่ 60 AU เป็นครั้งแรก ฝุ่นภายในของดิสก์ชั้นนอกสอดคล้องกับฝุ่นที่ถูกลากโดยปรากฏการณ์ Poynting-Robertsonขอบด้านในของดิสก์ชั้นในถูกซ่อนอยู่หลังโคโรนากราฟแต่คาดการณ์ว่าอยู่ที่ 3-5 AU จากการวัดแสง นอกจากนี้ ดาวฤกษ์ยังถูกล้อมรอบด้วยส่วนเกินอินฟราเรดร้อน ซึ่งตั้งอยู่ในบริเวณย่อย AU ทำให้เกิดช่องว่างที่สองระหว่างจานด้านในและฝุ่นร้อนรอบดาวฤกษ์ ส่วนเกินอินฟราเรดร้อนนี้อยู่ภายในระยะประมาณ 0.2 AU หรือใกล้กว่านั้น และประกอบด้วยอนุภาคขนาดเล็ก เช่นกราไฟต์และ ออกไซด์ของ เหล็กและแมงกานีสซึ่งได้รับการยืนยันก่อนหน้านี้แล้ว^{[ 26 ]}

การสังเกตการณ์จากกล้องโทรทรรศน์เจมส์ คลาร์ก แม็กซ์เวลล์ในปี 1997 เผยให้เห็น "บริเวณใจกลางที่สว่างและยาว" ซึ่งมีจุดสูงสุดที่ 9″ (70 AU ) ทางตะวันออกเฉียงเหนือของดาวเวกา มีการตั้งสมมติฐานว่านี่อาจเป็นการรบกวนของจานฝุ่นโดยดาวเคราะห์หรือวัตถุที่โคจรอยู่รอบๆ ซึ่งถูกล้อมรอบด้วยฝุ่น อย่างไรก็ตาม ภาพจากกล้องโทรทรรศน์เค็กได้ตัดความเป็นไปได้ของดาวเคราะห์บริวารออกไปจนถึงระดับความสว่าง 16 ซึ่งจะสอดคล้องกับวัตถุที่มีมวลมากกว่าดาวพฤหัสบดีถึง 12 เท่า^{[ 99 ]}นักดาราศาสตร์ที่ศูนย์ดาราศาสตร์ร่วมในฮาวายและที่UCLAแนะนำว่าภาพนี้อาจบ่งชี้ถึงระบบดาวเคราะห์ที่ยังอยู่ในระหว่างการก่อตัว^{[ 100 ]}

การกำหนดลักษณะของดาวเคราะห์นั้นไม่ใช่เรื่องง่าย บทความในปี 2002 ตั้งสมมติฐานว่ากลุ่มก้อนเหล่านี้เกิดจากดาวเคราะห์ที่มีมวลใกล้เคียง กับ ดาวพฤหัสบดีซึ่งโคจรเป็นวงรีฝุ่นจะสะสมในวงโคจรที่มีการสั่นพ้องของการเคลื่อนที่เฉลี่ยกับดาวเคราะห์ดวงนี้ โดยที่คาบการโคจรของพวกมันเป็นเศษส่วนจำนวนเต็มกับคาบการโคจรของดาวเคราะห์ ทำให้เกิดลักษณะเป็นก้อน^{[ 101 ]}

ในปี 2003 มีการตั้งสมมติฐานว่ากลุ่มก้อนเหล่านี้อาจเกิดจากดาวเคราะห์ที่มีมวลใกล้เคียงกับ ดาว เนปจูนซึ่งเคลื่อนตัวจากตำแหน่ง 40 ไปยังอีกตำแหน่งหนึ่ง65  AUในช่วงเวลากว่า 56 ล้านปี^{[ 102 ]}วงโคจรที่ใหญ่พอที่จะทำให้เกิดการก่อตัวของดาวเคราะห์หิน ขนาดเล็ก ที่อยู่ใกล้กับเวก้ามากขึ้น การเคลื่อนย้ายของดาวเคราะห์ดวงนี้อาจต้องอาศัยปฏิสัมพันธ์ทางแรงโน้มถ่วงกับดาวเคราะห์ดวงที่สองที่มีมวลมากกว่าในวงโคจรที่เล็กกว่า^{[ 103 ]}

ในปี 2548 นักดาราศาสตร์ ใช้โคโรนากราฟบนกล้องโทรทรรศน์ซูบารุในฮาวาย ทำให้สามารถจำกัดขนาดของดาวเคราะห์ที่โคจรรอบดาวเวกาได้ไม่เกิน 5–10 เท่าของมวลดาวพฤหัสบดี^{[ 104 ]}ประเด็นเรื่องกลุ่มก้อนที่อาจเกิดขึ้นในจานเศษซากได้รับการตรวจสอบอีกครั้งในปี 2550 โดยใช้เครื่องมือที่ใหม่กว่าและมีความไวสูงกว่าบนเครื่องวัดการรบกวน Plateau de Bureการสังเกตการณ์แสดงให้เห็นว่าวงแหวนเศษซากนั้นเรียบและสมมาตร ไม่พบหลักฐานของกลุ่มก้อนที่รายงานไว้ก่อนหน้านี้ ทำให้เกิดข้อสงสัยเกี่ยวกับดาวเคราะห์ยักษ์ที่ตั้งสมมติฐานไว้^{[ 105 ]}โครงสร้างที่เรียบนี้ได้รับการยืนยันในการสังเกตการณ์ติดตามผลโดย Hughes et al. (2012) ^{[ 106 ]}และกล้องโทรทรรศน์อวกาศเฮอร์เชล^{[ 107 ]}

แม้ว่าจะยังไม่มีการสังเกตพบดาวเคราะห์รอบดาวเวกาโดยตรง แต่ก็ยังไม่สามารถตัดความเป็นไปได้ที่จะมีระบบดาวเคราะห์ออกไปได้ ดังนั้นอาจมีดาวเคราะห์ขนาดเล็กคล้ายโลกโคจรอยู่ใกล้ดาวฤกษ์ดวงนี้มากขึ้นความเอียงของวงโคจรของดาวเคราะห์รอบดาวเวกาน่าจะอยู่ในแนวเดียวกับ ระนาบ เส้นศูนย์สูตรของดาวฤกษ์ดวงนี้^{[ 108 ]}

จากมุมมองของผู้สังเกตการณ์บนดาวเคราะห์สมมุติที่โคจรรอบดาวเวกา ดวงอาทิตย์จะปรากฏเป็นดาวฤกษ์ริบหรี่ที่มีความสว่าง 4.3 ในกลุ่มดาวโคลัมบา^{[หมายเหตุ 4 ]}

ในปี 2021 บทความที่วิเคราะห์สเปกตรัมของดาวเวก้าเป็นเวลา 10 ปี ตรวจพบสัญญาณที่เป็นไปได้ 2.43 วันรอบดาวเวก้า ซึ่งทางสถิติคาดการณ์ว่ามีโอกาสเพียง 1% ที่จะเป็นผลบวกเท็จ^{[ 27 ]}เมื่อพิจารณาจากแอมพลิจูดของสัญญาณ ผู้เขียนได้ประมาณมวลขั้นต่ำของมวลของดาวเวกา อยู่ที่ 21.9 ± 5.1 เท่าของมวลโลก แต่เมื่อพิจารณาจากมุมการหมุนที่เอียงมากของดาวเวกาเอง ซึ่งอยู่ที่เพียง 6.2° จากมุมมองของโลก ดาวเคราะห์ดวงนี้อาจอยู่ในแนวเดียวกับระนาบนี้ด้วย ทำให้มวลที่แท้จริงของมันอยู่ที่ประมาณ 21.9 ± 5.1 เท่าของมวลโลก203 ± 47 เท่าของมวลโลก^{[ 27 ]}นักวิจัยยังตรวจพบแสงจางๆ อีกด้วย196.4+1.6 −1.9สัญญาณรายวันซึ่งอาจแปลได้ว่า80 ± 21 เท่าของมวลโลก (740 ± 190ที่มุมเอียง 6.2°) แต่อ่อนเกินไปที่จะอ้างว่าเป็นสัญญาณจริงด้วยข้อมูลที่มีอยู่^{[ 27 ]}

การสังเกตจานด้วย JWST MIRI พบว่าจานมีลักษณะกลมมากเมื่อมองจากด้านหน้า ลักษณะทางกายภาพบ่งชี้ว่าไม่มีดาวเคราะห์ที่มีมวลมากกว่าดาวเสาร์อยู่นอกระยะ 10 AU จานมีช่องว่างอยู่ที่ประมาณ 60 AU ดาวเคราะห์ที่เปิดช่องว่างนั้นอนุมานได้จากจานรอบดาวฤกษ์ดวงอื่น และทีมงานได้ทดสอบแนวคิดนี้กับดาวเวกาโดยการจำลอง การจำลองแสดงให้เห็นว่าดาวเคราะห์ที่มีมวล < 6 M _🜨ที่ระยะ 65 AU จะทำให้เกิดโครงสร้างภายในที่ไม่สมมาตรซึ่งไม่พบในจานของดาวเวกา ดาวเคราะห์ที่เปิดช่องว่างใดๆ จะต้องมีมวลน้อยกว่า นอกจากนี้ ขอบด้านในของจานชั้นในยังอนุมานได้ว่าอยู่ที่ 3-5 AU ดาวเวกายังแสดงหลักฐานของรังสีอินฟราเรดร้อนส่วนเกินในบริเวณย่อย AU ขอบด้านในของเศษซากที่อุ่นอาจบ่งชี้ว่ามี ดาวเคราะห์มวลเท่าดาว เนปจูนอยู่ภายในคอยควบคุมมันอยู่^{[ 26 ]}

เชื่อกันว่าชื่อเวกา (Vega) มาจากคำภาษาอาหรับAl Nesr al Waki ​​(النسر الواقع)ซึ่งปรากฏในแค ตตาล็อกดาว Al Achsasi al Mouakketและแปลเป็นภาษาละตินว่าVultur Cadensซึ่งแปลว่า "นกอินทรี/แร้งร่วงหล่น" ^{[ 109 ] [หมายเหตุ 5 ]}กลุ่มดาวนี้ถูกแทนด้วยรูปแร้งในอียิปต์โบราณ [ ^{110 ]}และในอินเดียโบราณถูก แทนด้วยรูปนกอินทรีหรือแร้ง ^{[ 111 ] [ 112 ]}จากนั้นชื่อภาษาอาหรับก็ปรากฏในโลกตะวันตกในตารางอัลฟอนซีน (Alfonsine tables) [ ^{113 ] ซึ่ง}จัดทำขึ้นระหว่างปี 1215 ถึง 1270 ตามคำสั่งของกษัตริย์อัลฟอนโซที่ 10 [ ^{114 ] เครื่องมือ}วัดตำแหน่งดวงดาวในยุคกลางของอังกฤษและยุโรปตะวันตกใช้ชื่อเวกา (Wega) และอัลวากา (Alvaca) และแสดงภาพเวกาและ^อัลแตร์ (Altair)เป็นนก^{[ 115 ]}

ในหมู่ ชาว โพลินีเซีย เหนือ ดาว เวกาเป็นที่รู้จักในชื่อwhetu o te tauซึ่งหมายถึงดาวประจำปี ในช่วงเวลาหนึ่งในประวัติศาสตร์ ดาวเวกาเป็นสัญลักษณ์ของการเริ่มต้นปีใหม่ของพวกเขา ซึ่งเป็นช่วงเวลาที่พื้นดินจะถูกเตรียมสำหรับการเพาะปลูก ในที่สุดหน้าที่นี้ก็ถูกแทนที่ด้วยกลุ่มดาวลูกไก่ [ ^{116 ] ชื่อ}ในภาษาฮาวายคือ Keho'oea ใน วัฒนธรรม ของชาวฮาวายพื้นเมืองวัตถุต่างๆ สามารถมีชื่อเรียกที่แตกต่างกันได้ขึ้นอยู่กับตำแหน่งบนท้องฟ้า ดังนั้นจึงเรียกอีกอย่างว่า Kahō'eoa, Kaho'ea หรือ Keoe ^{[ 117 ]}

ชาวอัสซีเรียเรียกดาวเหนือนี้ว่า Dayan-same ซึ่งหมายถึง "ผู้พิพากษาแห่งสวรรค์" ในขณะที่ในภาษาอัคคาเดียนเรียกว่า Tir-anna ซึ่งหมายถึง "ชีวิตแห่งสวรรค์" ในดาราศาสตร์ของชาวบาบิโลนดาวเวกาอาจเป็นหนึ่งในดาวที่ชื่อ Dilgan ซึ่งหมายถึง "ผู้ส่งสารแห่งแสง" สำหรับชาวกรีกโบราณกลุ่มดาวพิณ (Lyra) เกิดจากพิณของออร์เฟอุสโดยมีดาวเวกาเป็นด้ามจับ^{[ 17 ]}สำหรับจักรวรรดิโรมันการเริ่มต้นของฤดูใบไม้ร่วงนั้นขึ้นอยู่กับเวลาที่ดาวเวกาลับขอบฟ้า^{[ 16 ]}

ในภาษาจีน織女( Zhī Nǚ ) ซึ่งหมายถึง กลุ่มดาว หญิงสาวทอผ้าหมายถึงกลุ่มดาวที่ประกอบด้วยดาวเวกา ดาวลีราเอและ ดาว ลีราเอ^{1 [ 118 ]}ดังนั้นชื่อภาษาจีนของดาวเวกาคือ織女一( Zhī Nǚ yīภาษาอังกฤษ: ดาวดวงแรกของหญิงสาวทอผ้า ) ^{[ 119 ]}ในตำนานจีนมีเรื่องราวความรักของฉีซี (七夕) ซึ่งหนิวหลาง (牛郎, ดาวอัลแตร์ ) และลูกสองคนของเขา ( ดาวลีราเอและดาวลีราเอ ) ถูกพรากจากแม่ของพวกเขาจือหนี่ (織女, แปลตรงตัวว่า " หญิงสาวทอผ้า" ดาวเวกา) ซึ่งอยู่ฝั่งตรงข้ามของแม่น้ำทางช้างเผือก^{[ 120 ]}อย่างไรก็ตาม ในวันหนึ่งของทุกปี ในวันที่เจ็ดของเดือนที่เจ็ดตามปฏิทินจันทรคติของจีนนกกาจะสร้างสะพานเพื่อให้หนิวหลางและจินหนี่ได้พบกันอีกครั้งในช่วงเวลาสั้นๆ เทศกาล ทานาบาตะ ของญี่ปุ่น ซึ่งเวก้าเป็นที่รู้จักในชื่อโอริฮิเมะ (織姫) ก็มีพื้นฐานมาจากตำนานนี้เช่นกัน^{[ 121 ]}

ในศาสนาโซโรแอสเตรียนบางครั้งเวกาถูกเชื่อมโยงกับวานันต์ เทพเจ้าองค์เล็กที่มีชื่อหมายถึง "ผู้พิชิต" ^{[ 122 ]}

ชาว โบรองพื้นเมืองทางตะวันตกเฉียงเหนือของรัฐวิกตอเรียประเทศออสเตรเลีย ตั้งชื่อว่าเนลโลอัน [ ^{123 ] ซึ่ง} หมายถึง " เงินกู้ บินได้ " ^{[ 124 ]}

ในดาราศาสตร์และโหราศาสตร์ฮินดู ดาวเวกะถูกแทนด้วยนักษัตรอภิจิต (अभिजित) ในศรีมัทภควาตัมพระศรีครishnaตรัสกับอรชุนว่า ในบรรดานักษัตรทั้งหลาย พระองค์คืออภิจิต ซึ่งคำกล่าวนี้บ่งบอกถึงความเป็นมงคลของนักษัตรนี้^{[ 125 ]}

นักโหราศาสตร์ยุคกลางนับดาวเวกาเป็นหนึ่งในดาวเบเฮเนียน^{[ 126 ]}และเชื่อมโยงกับคริโซไลต์และวินเทอร์ เซเวอรี่ คอ ร์เนลิอุส อากริปปาระบุสัญลักษณ์คาบาลิสติก ของดาวนี้ไว้ ภายใต้Vultur cadensซึ่งเป็นการแปลภาษาละตินตรงตัวของชื่อภาษาอาหรับ^{[ 127 ]}แผนภูมิดาวในยุคกลางยังระบุชื่ออื่น ๆ ของดาวดวงนี้ไว้ด้วย ได้แก่ Waghi, Vagieh และ Veka ^{[ 33 ]}

บทกวี " A Summer Night (to Geoffrey Hoyland) " ของWH Auden ในปี 1933 ^{[ 128 ]}เปิดด้วยบทกวีที่มีชื่อเสียงว่า "ฉันนอนบนเตียงบนสนามหญ้า/ดาวเวก้าเด่นชัดอยู่เหนือศีรษะ" ในภาพยนตร์เรื่องContact ปี 1997 ระบบดาวเวก้าเป็นแหล่งที่มาของการสื่อสารของมนุษย์ต่างดาว^{[ 129 ]}

Vega กลายเป็นดาวดวงแรกที่มีรถยนต์ตั้งชื่อตาม โดยเริ่มจาก รถยนต์ Facel Vega ของฝรั่งเศส ตั้งแต่ปี 1954 เป็นต้นไป และต่อมาในอเมริกาChevroletก็ได้เปิดตัวVegaในปี 1971 ^{[ 130 ]}ยานพาหนะอื่นๆ ที่ตั้งชื่อตาม Vega ได้แก่ระบบปล่อยจรวดVegaของESA ^{[ 131 ]}และเครื่องบินLockheed Vega ^{[ 132 ]}

วิกิมีเดียคอมมอนส์มีสื่อที่เกี่ยวข้องกับดาวศุกร์

• ไม่ระบุชื่อผู้เขียน. "เวก้า" . โซลสเตชั่น . บริษัท โซล. เก็บถาวรจากต้นฉบับเมื่อวันที่ 24 สิงหาคม 2543 . เรียกดูเมื่อวันที่ 9 พฤศจิกายน 2548 .
• กิลคริสต์, เอลีนอร์ และคณะ (1 ธันวาคม 2546). "หลักฐานใหม่เกี่ยวกับระบบดาวเคราะห์คล้ายดวงอาทิตย์รอบดาวฤกษ์ใกล้เคียง"ศูนย์ดาราศาสตร์ร่วม. เก็บถาวรจากต้นฉบับเมื่อวันที่ 23 กันยายน 2552. สืบค้นเมื่อ10 พฤศจิกายน 2550 .
• ฮิลล์, เกย์ ยี และคณะ (10 มกราคม 2548). "กล้องโทรทรรศน์อวกาศสปิตเซอร์พบเศษฝุ่นหลังการชนขนาดเท่าดาวพลูโต" NASA/กล้องโทรทรรศน์อวกาศสปิตเซอร์. เก็บถาวรจากต้นฉบับเมื่อ 18 พฤษภาคม 2550. สืบค้นเมื่อ2 พฤศจิกายน 2550 .