Pour les articles homonymes, voir Alpha Lyrae (homonymie).

Véga
(α Lyrae)

Vue infrarouge du disque de débris entourant Véga, par le télescope spatial Spitzer
Données d'observation(Époque J2000.0)
Ascension droite	18h 36m 56,3364s
Déclinaison	+38° 47′ 01,291″
Constellation	Lyre
Magnitude apparente	0.03
Caractéristiques
Type spectral	A0Va
Indice U-B	-0.01
Indice B-V	0.00
Indice V-I	?
Variabilité	Probablement Delta Scuti
Astrométrie
Vitesse radiale (Rv)	−13.9 km/s
Mouvement propre (μ)	Ad : 201.03 mas/a Déc. : 287.47 mas/a
Parallaxe (π)	128.93 ± 0.55 mas
Distance	25.4 al (7.76 pc)
Magnitude absolue (MV)	0.58
Caractéristiques physiques
Masse	2.11 M☉
Rayon	2.26×2.78 R☉
Gravité de surface (log g)	4.1±0.1
Luminosité	37±3 L☉
Température	9 602± 180 K
Métallicité	=−0.5
Rotation	12.5 h
Âge	3.86-5.72×108a a
	Autres désignations
Wega, Lucida Lyrae, α Lyr (Bayer), 3 Lyr (Flamsteed), GJ 721, HR 7001, BD+38 3238, HD 91262, GCTP 4293.00, LTT 15486, SAO 67174, HIP 91262

Véga (Alpha Lyrae, α Lyr / α Lyrae) est l'étoile la plus brillante de la Constellation de la Lyre, la cinquième étoile la plus brillante du ciel, la deuxième de l'hémisphère nord après Arcturus. C'est une étoile relativement proche du Soleil, étant située à 25.3 années-lumière et une des étoiles les plus lumineuses dans le voisinage du Soleil avec Arcturus et Sirius.

Véga a été très étudiée par les astronomes et est parfois appelée "l'étoile la plus importante du ciel après le Soleil". Historiquement, Véga fut l'étoile polaire autour de 12 000 av. J.-C. et le sera de nouveau dans 12 000 ans. Véga fut la première étoile autre que le Soleil à avoir été photographiée et dont le spectre ait été mesuré. Ce fut aussi une des premières étoiles dont la distance fut estimée par parallaxe. Véga fut utilisée pour la calibration des échelles de luminosité photométriques et fut une des étoiles qui servirent de référence pour la définition des valeurs moyennes du système UBV.

Véga est relativement jeune comparée au Soleil. Sa métallicité est inhabituellement faible. Véga serait une étoile variable dont la magnitude varie périodiquement. Elle est en rotation rapide à une vitesse de 274 km/s à l'équateur. Véga présente donc une protubérance à l'équateur en raison de la forge centrifuge et, en conséquence, sa température varie au sein de sa Photosphère et est maximales aux pôles. Depuis la Terre, Véga est vue dans la direction de ses pôles.

Les mesures des radiations infrarouge de Véga ont permis de déterminer que l'étoile possède un disque de poussières centré sur l'étoile. 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 la poussière sont appelées étoiles similaires à Véga (Vega-like stars). Les irrégularités du disque de Véga suggèrent la présence d'au moins une planète, probablement de la taille de Jupiter orbitant autour de Véga.

Véga dans l'histoire de l'observation

L'Astrophotographie, la Photographie des objets célestes, commença en 1840 quand John William Draper prit une image de la Lune à l'aide d'un Daguerréotype. Le 17 juillet 1850, Véga devint la première autre que le Soleil à être photographiée. Elle le fut au Harvard College Observatory par un daguerréotype^,,. Draper utilisa Véga en août 1872 afin de prendre la première image d'un spectre et il fut le premier à montrer la présence de raies d'absorption dans le spectre d'une étoile (de telles raies avaient déjà été observées dans le spectre solaire). 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 : Friedrich G. W. von Struve obtint 0.125 arcsecondes (0.125″). Friedrich Bessel mit en doute les données de von Struve et il calcula la parallaxe de 61 Cygni, 0.314″. Von Struve corrigea la valeur initiale et obtint un résultat proche du double. Cette modification jeta un doute sur les données de von Strube. 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, 0.129″^,.

La luminosité d'une étoile, vue depuis la Terre, est mesurée par une échelle logarithmique, la Magnitude apparente qui décroit avec la luminosité de l'étoile. Les étoiles les plus ternes visibles à l'oeil nu sont de la sixième magnitude tandis que la plus brillante, Sirius, a une magnitude de -1.47. Les astronomes choisirent Véga comme référence de l'échelle de magnitude : la magnitude de Véga était par définition 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, Véga n'est plus la référence de la magnitude apparente qui est désormais un flux numériquement spécifié. Cette approche est plus rigoureuse et pratique pour les astronomes car Véga n'est pas toujours disponible pour la calibration.

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 A0V utilisées lors de la calibration initiale 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 la même dans les parties jaune, bleue et ultraviolette du spectre électromagnétique. Ainsi, Véga a un spectre électromagnétique relativement uniforme dans le visible-longueur d'onde de 350 à 850 nanomètres-, avec une densité de flux comprise entre 2000 et 4000 Jy. Cependant, la densité de flux de Véga diminue rapidement dans l'infrarouge et est proche de 100 Jy 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 ±0.03 magnitudes. 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 corresponde à une variable de type Delta Scuti. Ces étoiles oscillent de manière cohérente, engendrant des pulsations périodiques de la luminosité de l'étoile. Bien que les caractéristiques physiques de Véga correspondent à ce type d'étoiles variables, d'autres observations n'ont pas permis d'identifier des variations. Les variations pourraient ainsi être dues à des erreurs de mesure systématiques^,.

En 1983, Véga devint la première étoile autour de laquelle fut découvert un disque de poussières. Le Infrared Astronomical Satellite (IRAS) observa un excès de radiations infrarouge en provenance de l'étoile. Cette anomalie fut attribuée à l'énergie émise par l'échauffement par Véga de la poussière en orbite.

Propriétés physiques

Véga est de Type spectral A0V : c'est une étoile blanche teintée de bleu de la séquence principale dont le noyau d'hydrogène 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 Soleil. L'âge de l'étoile est compris entre 386 et 511 millions d'années, soit environ la moitié de sa durée de vie sur la séquence principale. Après avoir quittée la séquence principale, Véga deviendra une Géante rouge de type M puis une Naine blanche. À l'heure actuelle, Vega a une masse plus de deux fois supérieure à celle du Soleil et sa luminosité est environ 37 fois celle du Soleil. Véga pourrait être une étoile variable de type Delta Scuti dont la période serait de 0.107 jours.

La plus grand partie de l'énergie produite par le noyau de Véga est due au cycle Carbone-Azote-Oxygène (cycle CNO), une réaction de fusion nucléaire qui convertit l'hydrogène en hélium en passant par des noyaux intermédiaires de carbone, azote et oxygène. Cette réaction ne se produit qu'à partir de 16×10⁶ K, température plus élevée que celle du noyau du Soleil. Elle a un meilleur rendement énergétique que la chaîne proton-proton qui se produit au sein du Soleil. Le cycle CNO dépend fortement de la température : autour du noyau se situe une zone de convection 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 5480 Å, le flux est de 3 650 Jy 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 telles que n=2^,. Les raies d'autres éléments ont une intensité relativement faible, la plus forte correspondant aux Magnésium, fer et chromium ionisés. Véga émet peu de rayons X, ce qui prouve que la couronne de l'étoile doit être très faible ou absente.

Rotation

Le rayon de Véga fut mesuré avec grande précision par un interféromètre. Il a été estimé à 2.73 ± 0.01 fois le Rayon solaire. C'est 60 % plus élevé que le rayon de Sirius alors que les modèles stellaires indiquaient qu'elle ne devrait être que 12 % plus grande. Cette différence est due au fait que Véga est une étoile en rotation rapide qui est vue dans la direction de son axe de rotation. Des observations par l'interféromètre CHARA en juin 2005 ont permis de confirmer cette hypothèse.

L'axe de rotation de Véga est incliné de moins de cinq degrés par rapport à la ligne de visée. L'équateur de Véga a une vitesse de rotation de 274 km/s, soit 93% de la vitesse minimale pour que Véga soit déchirée par la force centrifuge. La période de rotation de Véga est d'environ 12.5 heures. La rotation rapide de Véga est à l'origine de la protubérance équatoriale de l'étoile. Le rayon à l'équateur (2.78 ± 0.02  rayon solaire) est 23 % plus grand que le rayon polaire (2.26 ± 0.02  rayon solaire). Depuis la Terre, cette protubérance est vue dans la direction des poles, ce qui conduit à l'estimation supérieure du rayon.

Le champ de gravité est plus intense aux pôles qu'à l'équateur de l'étoile. D'après le théorème de Von Zeipel, la luminosité est donc localement plus élevée aux pôles. Cette différence se traduit par une variation de la température effective de l'étoile : la température est proche de 10,000 K aux pôles contre 7,600 K à l'équateur. En conséquence, si Véga était vue depuis le plan de son équateur, elle présenterait une luminosité qui serait la moitié de celle vue dans l'axe des pôles^,. Cette importante différence de température entre les pôles et l'équateur produit un fort effet d'écrantage gravitationnel (gravity darkening). Vue depuis les pôles, ces résultats produisent une limbe de plus faible intensité (plus sombre) que celle d'une étoile présentant une symétrie sphérique. Le gradient de température pourrait également signifier que Véga a une zone de convection autour de l'équateur, tandis que le reste de l'atmosphère est probablement exclusivement en équilibre radiatif.

Si Véga était une étoile parfaitement sphérique en rotation lente et si elle émettait la même énergie, la luminosité de Véga serait de 57 fois celle du Soleil. Cette valeur est beaucoup plus grande que celle d'une étoile de la masse de Véga en rotation lente. Cette différence fut expliquée lorsque la rotation rapide de Véga fut découverte. La véritable luminosité totale de Véga est d'environ 37 fois celle du Soleil.

Véga a pendant longtemps été utilisée afin de calibrer les télescopes. La découverte de sa rapide rotation pourrait mettre en cause certaines hypothèses valables uniquement si l'étoile a une symétrie sphérique. L'angle de vue et la rotation de l'étoile étant désormais beaucoup mieux connus, il est désormais possible d'améliorer la calibration des instruments.

Abondance métallique

Les astronomes désignent sous le terme métal tout élément de masse atomique plus grande que l'hélium. La Métallicité de la photosphère de Véga est de −0.5 : l'abondance métallique de la Photosphère de Véga est seulement de 32 % celle de l'atmosphère du Soleil. À titre de comparaison, Sirius, une étoile similaire à Véga a une abondance métallique trois fois supérieure au Soleil. Le Soleil a une proportion d'éléments plus lourds que l'hélium d'environ Z_Sol = 0.0172 ± 0.002. : cette proportion est donc de 0.54  dans la photosphère de Véga.

La métallicité de Véga est inhabituellement faible : Véga est une étoile de type Lambda Boötis^,. Cependant, la raison de l'existence d'étoiles chimiquement péculières (chemically-peculiar stars) de type A0-F0 est incertaine. Une raison possible de cette pécularité chimique pourrait être le résultat de la diffusion ou d'une perte de masse, bien que des modèles stellaires montrent que cela ne devrait se produire que vers la fin de la combustion de l'hydrogène par l'étoile. Une autre hypothèse est que l'étoile se soit formée à partir d'un milieu interstellaire inhabituellement pauvre en métaux.

Le rapport de la quantité d'hélium sur celle d'hydrogène est de 0.030 ± 0.005 pour Véga, soit environ 40 % plus faible que pour le Soleil. Cette différence pourrait être due à l'absence de zone de convection de l'hélium près de la surface. Les transferts d'énergie s'effectuent par un processus radiatif, qui serait à l'origine de la faible abondance par l'intermédiaire de phénomènes diffusifs.

Mouvement

La Vitesse radiale de Véga est la composante de la vitesse de l'étoile le long de la ligne de visée. La Vitesse radiale de Véga est mesurée par effet Doppler : elle est de −13.9 ± 0.9 km/s, la valeur négative indiquant que l'étoile se rapproche du Soleil.

Le mouvement transverse de Véga (par rapport à la ligne de visée) modifie la position de l'étoile par rapport aux étoiles plus distantes. Une mesure précise du mouvement de l'étoile par rapport à ces dernières permet de mesurer son mouvement angulaire appelé Mouvement propre. Le mouvement propre de Véga est de 202.03 ± 0.63 milli-arcsecondes (mas) par an d'Ascension droite et 287.47±0.54 mas/an de Déclinaison. Le mouvement propre total de Véga est donc de 327.78 mas/an, ce qui correspond à un mouvement angulaire d'un degré tous les 11,000 ans.

Dans le système de coordonnées galactiques, les composantes de la vitesse de Véga sont U=−13.9±0.9, V=−6.3±0.8 et W=−7.7±0.3, soit une vitesse spatiale de 17 km/s. La composante radiale de la vitesse (dans la direction du Soleil) est de −13.9 km/s, tandis que la vitesse transverse est de 9.9 km/s. Bien que Véga ne soit à présent que la cinquième étoile la plus brillante, la magnitude apparente de l'étoile augmentera lors des prochains millénaires car elle s'approche du Soleil. Véga sera l'étoile la plus brillante du ciel dans environ 210 000 ans, atteindra une magnitude maximale de -0.81 dans environ 290 000 ans et sera l'étoile la plus brillante du ciel durant environ 270 000 ans.

La cinématique de l'étoile laisse supposer qu'elle appartient à l'association stellaire appelée Groupe mobile du Castor. Ce groupe contient à l'heure actuelle seize étoiles, parmi lesquelles Alpha Librae, Alpha Cephei, Castor, Fomalhaut et Véga. Tous les membres de ce groupe se déplacent presque parallèlement et ont des vitesses spatiales similaires. Tous les membres d'un groupe ont une même origine, un Amas ouvert qui n'est plus gravitationnellement lié. L'âge estimé du groupe est de 200 ± 100 millions d'années et leur vitesse moyenne est de 16.5 km/s.

Système stellaire

Émissions infrarouge

Un des premiers résultats du Infrared Astronomy Satellite (IRAS) fut la découverte d'une anomalie dans le flux infrarouge provenant de Véga : le flux est supérieur à celui attendu pour une étoile seule. Cette différence fut identifiée aux longueurs d'onde de 25, 60 et 100 μm et est due à une zone d'un rayon angulaire de 10 arcsecondes (10″) centrée sur l'étoile. Compte tenu de la distance de Véga, la zone a un rayon de 80 unités astronomiques. Il fut suggéré que les radiations étaient issues de particules d'une taille de l'ordre du millimètre en orbite autour de Véga; toute particule de taille inférieure devrait être éjectée du système par la pression de radiation ou attirée par l'étoile par l'effet Poynting-Robertson. Ce dernier effet est une conséquence de la pression de radiation qui crée une force opposée au mouvement orbital d'une particule de poussière, engendrant sa chute vers l'étoile. Cet effet est plus prononcé pour les petites particules proches de l'étoile.

Des mesures ultérieures de Véga à la longueur d'onde de 193 μm trouvèrent un flux plus faible qu'attendu en cas de présence de particules de l'ordre du millimètre, suggérant que leur taille devrait être inférieure ou égale à 100 μm. La présence de particules de cette taille n'est possible que si une source alimente continuellement le disque. Un des mécanismes possibles d'alimentation serait un disque de corps en train de former une planète. Les modèles théoriques de distribution de poussières indiquent que le disque autour de Véga est circulaire, d'un rayon de 120 ua et est vu depuis un pôle. De plus, il y aurait un trou de rayon supérieur à 80 ua au centre du disque.

Suite à la découverte de cet excès infrarouge autour de Véga, des études ont permis d'observer d'autres étoiles présentant le même type d'anomalie due à des émissions issues de poussières. En 2002, environ 400 étoiles ont été identifiées. Elles sont appelées étoiles similaires à Véga (en anglais Vega-like ou Vega-excess stars). Ces étoiles pourraient permettre d'améliorer la compréhension de l'origine du système solaire.

Disque de débris

En 2005, le télescope spatial Spitzer prit des photos infrarouges de haute résolution du nuage de poussières entourant Véga. Sa taille est de 43″ (330 ua) à une longueur d'onde de 24 µm, 70″ (543 ua) à 70 µm et 105″ (815 ua) à 160 µm. Ces larges disques sont circulaires et ne présentent pas d'agrégats de poussière, les particules ayant une taille comprise entre 1 et 50 µm. La masse totale de ce nuage est de 3×10^-3 fois la masse de la Terre. La production de poussière est nécessairement due à des collisions entre astéroïdes d'une population équivalent à la Ceinture de Kuiper de notre Système solaire. Cette poussière serait plus probablement due à un Disque de débris autour de Véga, plutôt qu'à un disque protoplanétaire comme il fut imaginé initialement.

La frontière intérieure du disque de débris serait de 11″±2″, soit 70-102 ua. Le disque de poussière est produit par la pression de radiation de Véga qui repousse vers l'extérieur du système les poussières créées par les collisions de gros objets. Cependant, la production continue de la quantité de poussière observée autour de Véga durant l'intégralité de la durée de vie de l'étoile nécessiterait une masse initiale énorme estimée à plusieurs centaines de fois la masse jovienne. Ainsi, il est plus probable qu'il ait été produit par la fragmentation récente d'une comète ou d'un astéroïde de masse moyenne ou grande, qui s'est ensuite fragmenté au fur et à mesure des collisions entre les plus petits morceaux et d'autres corps. Le disque de poussière serait relativement jeune par rapport à l'âge de l'étoile et il devrait disparaître en l'absence de nouvelles collisions qui produiraient davantage de poussières.

Les observations effectuées avec le télescope CHARA du Mont Wilson en 2006 ont trouvé des preuves d'existence dans un anneau intérieur de poussières autour de Véga. D'un rayon extérieur de 8 ua de l'étoile, cette poussière pourrait être la preuve des perturbations dynamiques existant au sein du système. Cela pourrait être dû à un intense bombardement cométaire ou météorique et pourrait être une preuve de l'existence d'un système planétaire.

Hypothèse d'un système planétaire

Des observations du télescope James Clerk Maxwell de 1997 ont montré une région centrale brillante élongée qui atteint un maximum d'intensité à 9″ (70 UA) au nord-est de Véga. Cette perturbation serait due soit à une perturbation du disque de poussières par une planète extrasolaire, soit à un objet en orbite entouré de poussière. Cependant, des images des télescopes Keck ont exclu la présence d'un compagnon de magnitude supérieure ou égale à 16, ce qui correspondrait à un corps de masse supérieure à 12 fois la masse jovienne. Les astronomes du Joint Astronomy Centre à Hawaii et à UCLA ont suggéré que l'image indique la présence d'un système planétaire en formation.

Déterminer la nature de la planète est difficile. Un article de 2002 émet l'hypothèse que ces accumulations de poussières sont causées par une planète de masse similaire à Jupiter sur une orbite excentrique. La poussière se concentrerait sur des orbites en résonance dite de 'mouvement moyen' avec cette planète.

En 2003, il fut suggéré que ces accumulations seraient causées par une planète de masse similaire à Neptune migrant de 40 à 65 UA sur une période de 56 millions d'années. Cette orbite serait suffisamment grande pour permettre la formation de planètes telluriques proches de Véga. La migration de cette planète ne serait possible qu'en cas d'interactions gravitationnelles avec une seconde planète plus massive située sur une orbite plus rapprochée.

En utilisant un coronographe sur le télescope Subaru à Hawaii en 2005, les astronomes furent capables de restreindre les planètes possibles autour de Véga à celles de masse inférieure à 5 à 10 fois la masse jovienne. Bien qu'aucune planète n'ait encore été observée autour de Véga, leur présence ne peut être exclue. Il pourrait y avoir des petites planètes telluriques en orbite proche autour de Véga. L'inclinaison des orbites planétaires autour de Véga est probablement très proche de celle du plan équatorial de l'étoile. Pour un observateur situé sur une hypothétique planète autour de Véga, le Soleil apparaîtrait comme une étoile terne de magnitude 4.3 dans la constellation de la Colombe.

Observation

Véga peut être observée près du Zénith depuis les latitudes moyennes de l'hémisphère nord durant les soirs d'été. Vers les latitudes moyennes de l'hémisphère sud, elle est visible durant l'hiver austral, bas sur l'horizon, au nord. Véga ayant une déclinaison de +38.78°, elle peut uniquement être observée aux latitudes au nord de 51° S. Aux latitudes septentrionales à +51° N, Véga est continuellement visible au dessus de l'horizon car c'est une étoile circumpolaire. Vers le 1er juillet, Véga atteint son point de Culmination car elle traverse le méridien vers cette date.

L'étoile se situe à un sommet du Triangle d'été, un Astérisme formé des étoiles Véga (magnitude zéro), Deneb de la constellation du Cygne et Altaïr de la constellation de l'Aigle (première magnitude). Cette formation ressemble à un Triangle rectangle dont Véga serait le sommet à l'angle droit. Le triangle d'été est reconnaissable dans les ciels de l'hémisphère nord car il y a peu d'étoiles brillantes dans son voisinage.

Importance historique

La position des étoiles dans le ciel change durant la nuit en raison de la rotation de la Terre. Cependant, une étoile située dans la direction de l'axe de rotation terrestre reste dans la même position et est ainsi appelée étoile polaire. La direction de l'axe de rotation de la Terre se modifie au cours du temps en raison de la précession des équinoxes. Un cycle complet est effectué en 25 770 ans, durant lesquels le pôle de l'axe de rotation terrestre décrit un mouvement circulaire sur la Sphère céleste et passe près de plusieurs étoiles prohéminentes. L'étoile polaire est actuellement Alpha Ursae Minoris, mais environ 12 000 ans avant Jésus-Christ, le pôle de l'axe de rotation terrestre était à seulement cinq degrés de Véga. Le pôle sera de nouveau proche de Véga vers l'an 14 000. Véga est la plus brillantes des étoiles polaires successives de la Terre.

Each night the positions of the stars appear to change as the Earth rotates. However, when a star is located along the Earth's axis of rotation, it will remain in the same position and thus is called a pole star. The direction of the Earth's axis of rotation gradually changes over time in a process known as the precession of the equinoxes. A complete precession cycle requires 25,770 years, during which time the pole of the Earth's rotation follows a circular path across the celestial sphere that passes near several prominent stars. At present the pole star is Polaris, but around 12,000 BCE the pole was pointed only five degrees away from Vega. Through precession, the pole will again pass near Vega around 14,000 CE. It is the brightest of the successive northern pole stars.

The Assyrians named this pole star Dayan-same, the "Judge of Heaven", while in Akkadian it was Tir-anna, "Life of Heaven". In Babylonian astronomy, Vega may have been one of the stars named Dilgan, "the Messenger of Light". To the ancient Greeks, the constellation Lyra was formed from the harp of Orpheus, with Vega as its handle. For the Roman Empire, the start of autumn was based upon the hour at which Vega set below the horizon.

In Chinese mythology, there is a love story of Qi Xi 七夕 in which Niu Lang 牛郎 (Altair) and his two children (β and γ Aquilae) are separated forever from their mother Zhi Nü 織女 (Vega) who is on the far side of the river, the Milky Way 銀河. The Japanese Tanabata festival is also based on this legend. In Zoroastrianism, Vega was sometimes associated with, Vanant, a minor divinity whose name means "conqueror".

The name Wega (later Vega) comes from a loose transliteration of the Arabic word waqi meaning "falling", via the phrase النسر الواقع an-nasr al-wāqi‘, which sources translate as "the falling eagle" or "the swooping vulture", as this constellation was represented as a vulture in ancient Egypt, and as an eagle or vulture in ancient India. The Arabic name then appeared in the western world in the Alfonsine Tables, which were drawn up between 1215-70 by order of Alfonso X.

Medieval astrologers counted Vega as one of the Behenian stars and related it to Chrysolite and winter savory. Cornelius Agrippa listed its kabbalistic sign under Vultur cadens, a literal Latin translation of the Arabic name. Medieval star charts also listed the alternate names Waghi, Vagieh and Veka for this star.

Voir aussi

Articles connexes

• Liste des étoiles les plus brillantes

Source

Notes et références

Liens externes

• (en) Alpha_Lyrae sur Simbad (Centre de données astronomiques de Strasbourg)
• (en) Alpha_Lyrae sur Stars (Jim Kaler)