Voir la source de Véga

{{En-tête label|BA|année=2008}}

{{sous-titre|Alpha Lyrae • Alpha de la Lyre}}

{{Voir homonymes|Véga (homonymie)}}
{{Infobox Étoile
| nom                        = Véga<br><small>''α Lyrae''</small>
| image                      = Vega by Stephen Rahn.jpg
| légende                    = Vue de Véga.
| carte UAI = Lyre
| constellation = [[Lyre (constellation)|Lyre]]
| ascension droite           = 18/36/56.3364
| ascension droite notes     = <ref name="vanLeeuwen2007" />
| déclinaison                = +38/47/01.280
| déclinaison notes          = <ref name="vanLeeuwen2007" />
| magnitude apparente        = 0.03
| magnitude apparente notes  = <ref name=SIMBAD>{{SIMBAD |id=alf+Lyr |nom=* alf Lyr -- Variable Star of delta Sct type}}—utiliser l'option "display all measurements" afin d'afficher l'ensemble des paramètres.</ref>
| type spectral              = {{nobr|A0 Va}}
| type spectral notes        = <ref name=gray2003>{{Article | langue=en | bibcode=2003AJ....126.2048G | arxiv=astro-ph/0308182 | titre=Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 parsecs: The Northern Sample I | périodique=The Astronomical Journal | volume=126 | numéro=4 | pages=2048 | nom1=Gray | prénom1=R. O. | et al.=oui | année=2003 | doi=10.1086/378365}}.</ref>
| u-b                        = 0.00
| u-b notes                  = <ref name="Ducati2002">{{Article | langue=en | nom1=Ducati | prénom1=J. R. | titre=VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system | périodique=CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues, 2237, 0 | année=2002 | bibcode=2002yCat.2237....0D}}.</ref>
| b-v                        = 0.00
| b-v notes                  = <ref name="Ducati2002" />
| variabilité                = [[Étoile variable de type Delta Scuti|Delta Scuti]]
| variabilité notes          = <ref name="gcvs">{{Article | langue=en | nom1=Samus' | prénom1=N. N | nom2=Kazarovets | prénom2=E. V. | et al.=oui | titre=General catalogue of variable stars: Version GCVS 5.1 | périodique=Astronomy Reports | volume=61 | numéro=1 | pages=80-88 | année=2017 | doi=10.1134/S1063772917010085 | bibcode=2017ARep...61...80S | url=http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-S?V*%20alf%20Lyr}}.</ref>
| vitesse radiale            = −13.9 ± 0.9
| vitesse radiale notes      = <ref name="Evans1966" />
| mouvement propre ad        = +200.94
| mouvement propre ad notes  = <ref name="vanLeeuwen2007" />
| mouvement propre déc       = +286.23
| mouvement propre déc notes = <ref name="vanLeeuwen2007" />
| parallaxe                  = 130.23 ± 0.36
| parallaxe notes            = <ref name="vanLeeuwen2007">{{Article | langue=en | nom1=van Leeuwen | prénom1=F. | titre=Validation of the new Hipparcos reduction | périodique={{A&A}} | volume=474 | numéro=2 | pages=653–664 | date=novembre 2007 | bibcode=2007A&A...474..653V | doi=10.1051/0004-6361:20078357 | arxiv=0708.1752}}.</ref>
| dist                       = {{Année-lumière|25.04|al|marge=0.07}}
| magnitude absolue          = +0.582
| magnitude absolue notes = <ref name="Gatewood2008">{{Article | langue=en | nom1=Gatewood | prénom1=George | titre=Astrometric Studies of Aldebaran, Arcturus, Vega, the Hyades, and Other Regions | périodique=The Astronomical Journal | volume=136 | numéro=1 | pages=452–460 | année=2008 | bibcode=2008AJ....136..452G | doi=10.1088/0004-6256/136/1/452}}.</ref>
| masse                      = 2.11
| masse notes                = <ref name=nature7086/>
| rayon                      = 2.26 × 2.78
| rayon notes                = <ref name=apj645>{{article|langue=en | nom1=Aufdenberg | prénom1=J.P.
 | nom2=Ridgway |prénom2=S.T. |nom3=al | titre=First results from the CHARA Array: VII. Long-Baseline Interferometric Measurements of Vega Consistent with a Pole-On, Rapidly Rotating Star? | périodique=Astrophysical Journal | année=2006 | volume=645 | pages=664–675
 | url=http://www.chara.gsu.edu/CHARA/Papers/Paper6.pdf | format=PDF | consulté le=9 septembre 2007}}.</ref>
| gravité                    = 4.1 ± 0.1
| gravité notes              = <ref name=apj645/>
| luminosité                 = 37 ± 3
| luminosité notes           = <ref name=apj645/>
| température                = 9602 ± 180
| température notes          = <ref name=aaa391/>
| métallicité                = [M/H] = -0.5
| métallicité notes          = <ref name=aaa391>{{article|langue=en | nom1=Kinman | prénom1=T. | nom2=Castelli |prénom2=F.
 | titre=The determination of T{{ind|eff}} for metal-poor A-type stars using V and 2MASS J, H and K magnitudes | périodique=Astronomy and Astrophysics| année=2002 | volume=391 | pages=1039-1052
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002A&A...391.1039K | consulté le=2007-10-30 }}.</ref>
| rotation                   = 16.3
| rotation unité             = [[heure|h]]
| rotation notes             = <ref name="Petit2022">{{Article | langue=en | nom1=Petit | prénom1=P. | et al.=oui | titre=A decade-long magnetic monitoring of Vega | périodique={{A&A}} | année=2022 | volume=666 | numéro article=A20 | doi=10.1051/0004-6361/202143000 | bibcode=2022A&A...666A..20P | arxiv=2208.09196}}.</ref>
| âge                        = {{unité|3.86 – 5.72 e8}}
| âge notes                  = <ref name=nature7086>{{article|langue=en| nom1=Peterson| prénom1=D. M. | nom2=Hummel |prénom2=C. A. |nom3=Pauls |prénom3=T. A. |nom4=Armstrong |prénom4=J. T. |nom5=Benson |prénom5=J. A. |nom6= Gilbreath |prénom6=G. C. |nom7=Hindsley |prénom7=R. B. |nom8=Hutter |prénom8=D. J. |nom9=Johnston |prénom9=K. J. |nom10=Mozurkewich |prénom10=D. |nom11=Schmitt |prénom11=H. R. | titre=Vega is a rapidly rotating star| périodique=Nature | année=1999 | volume=440 | numéro=7086 | pages=896-899 | url=https://arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0603/0603520v1.pdf| consulté le=2007-10-29}}.</ref>
| désignations               = Véga<ref name=allen/>, Lucida Lyrae<ref name="kendall">{{Ouvrage
 | prénom1=E. Otis | nom1=Kendall | année=1845 | langue = en
 | titre=Uranography: Or, A Description of the Heavens; Designed for Academics and Schools; Accompanied by an Atlas of the Heavens
 | éditeur=Oxford University Press
 | lieu=Philadelphia }}.</ref>, {{starBay|α|Lyr}}, {{starFlam|3|Lyr}}, {{starGJ|721}}, {{starHR|7001}}, {{starBD|+38|3238}}, {{starHD|172167}}, {{starGCTP|4293.00}}, {{starLTT|15486}}, {{starSAO|67174}}, {{starHIP|91262}}<ref name=SIMBAD/>
}}
'''Véga''', également appelée '''Alpha {{langue|la|Lyrae}}''' (''α {{langue|la|Lyrae}}'' / ''α Lyr'') selon la [[désignation de Bayer]], est l'[[étoile]] la plus brillante de la [[constellation]] de la [[Lyre (constellation)|Lyre]]. Vue depuis la [[Terre]], il s'agit de la [[Liste des étoiles les plus brillantes|cinquième étoile]] la plus brillante du ciel, la deuxième de l'hémisphère nord juste après [[Arcturus]]. C'est une étoile relativement proche du [[Soleil]], à {{unité|25,04|[[année-lumière|années-lumière]]}} de celui-ci. C'est aussi, par sa [[magnitude absolue|luminosité intrinsèque]], l'une des étoiles les plus brillantes du [[voisinage solaire]], avec [[Arcturus]] et [[Sirius]].

Du fait de ses propriétés, Véga fut l'objet de nombreuses études de la part des [[astronome]]s 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 avoir été 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 (métrologie)|étalonnage]] des échelles de luminosité [[photométrie (optique)|photométriques]] et fut 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 {{-m|12|e}} (et le sera de nouveau dans {{unité|12000|ans}}), même s'il n'existe aucun document de l'ère [[Préhistoire|préhistorique]] attestant qu'elle ait été utilisée pour le repérage ou l'orientation.

Véga est relativement jeune comparée au Soleil. Sa [[métallicité]] est inhabituellement faible. Véga serait une [[étoile variable]] (c'est-à-dire que son éclat varierait périodiquement). Elle est en rotation rapide à une vitesse de {{unité|274|km||s|-1}} à l'équateur<ref group=note>Pour comparaison, la vitesse de rotation du Soleil à l'équateur est environ {{unité|1000 fois}} moindre.</ref>. 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.

La mesure des radiations [[infrarouge]]s 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 » (''{{langue|en|Vega-like stars}}''). Les irrégularités du disque de Véga suggèrent la présence d'au moins une [[exoplanète]] en orbite autour d'elle, probablement de la taille de [[Jupiter (planète)|Jupiter]].

== Véga dans l'histoire de l'observation ==
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 {{Date-|17|juillet|1850}}, Véga devint la première étoile autre que le [[Soleil]] à être photographiée. Elle le fut au ''[[Observatoire de l'université Harvard|Harvard College Observatory]]'', également par un daguerréotype<ref>{{Ouvrage |langue=en | prénom1=M. Susan | nom1=Barger | nom2=White|prénom2= William B. | année=2000 | titre=The Daguerreotype: Nineteenth-Century Technology and Modern Science | éditeur=JHU Press |ISBN=0-8018-6458-5 }}.</ref>{{,}}<ref>{{article|langue=en | nom1=Holden | prénom1=Edward S. | nom2=Campbell |prénom2=W. W. | titre=Photographs of Venus, Mercury and Alpha Lyræ in Daylight | périodique=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | année=1890 | volume=2 | numéro=10 | pages=249-250| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1890PASP....2..249H | consulté le=2007-11-18 }}.</ref>{{,}}<ref name=allen>{{Ouvrage |langue=en | prénom1=Richard Hinckley | nom1=Allen | année=1963 | titre=Star Names: Their Lore and Meaning | éditeur=Courier Dover Publications |ISBN=0-486-21079-0 }}.</ref>. 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 [[raie d'absorption|raies d'absorption]] dans le spectre d'une étoile<ref>{{article |langue=en| nom1=Barker | prénom=George F. | titre=On the Henry Draper Memorial Photographs of Stellar Spectra | journal=Proceedings of the American Philosophical Society | année=1887 | volume=24 | pages=166–172 }}.</ref>, contredisant ainsi l'affirmation célèbre d'[[Auguste Comte]] selon laquelle la composition chimique des étoiles était à jamais inaccessible<ref>Auguste Comte, ''[[Cours de philosophie positive]]'', tome II (1835) : {{Citation|Nous ne saurons jamais étudier, par aucun moyen, la composition chimique des étoiles}}.</ref> (de telles raies avaient déjà été observées dans le spectre solaire depuis 1859 et les travaux de [[Robert Wilhelm Bunsen|Robert Bunsen]] et [[Gustav Kirchhoff]]<ref>{{Lien web |langue=en | url=http://www.aip.org/history/cosmology/tools/tools-spectroscopy.htm | titre=Spectroscopy and the Birth of Astrophysics | éditeur=American Institute of Physics | consulté le=2007-11-15 }}.</ref>). 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 [[Série de Balmer|séries de Balmer]] de l'[[hydrogène]]<ref>{{Ouvrage |langue=en  | prénom1=Klaus | nom1=Hentschel | année=2002 | titre=Mapping the Spectrum: Techniques of Visual Representation in Research and Teaching | éditeur=Oxford University Press |ISBN=0-19-850953-7 }}.</ref>.

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 Georg Wilhelm von Struve|Friedrich G. W. von Struve]], qui obtint {{unité|0.125}} [[arcseconde]]<ref>{{Ouvrage |langue=en | prénom1=Arthur | nom1=Berry | année=1899 | titre=A Short History of Astronomy | éditeur=Charles Scribner's Sons | lieu=New York }}.</ref>. [[Friedrich Wilhelm Bessel|Friedrich Bessel]] mit en doute les données de von Struve et il calcula la parallaxe de [[61 Cygni]], {{unité|0.314|″}}. 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, {{unité|0.129|″}}<ref>{{Ouvrage |langue=en | prénom1=Suzanne | nom1=Débarbat | année=1988 | chapter=The First Successful Attempts to Determine Stellar Parallaxes in the Light of the Bessel/Struve Correspondances | titre=Mapping the Sky: Past Heritage and Future Directions  | éditeur=Springer |ISBN=90-277-2810-0 }}.</ref>{{,}}<ref>{{Lien web |langue=en | auteur=Anonymous | date=28 juin 2007 | url=http://astroprofspage.com/archives/1011 | titre=The First Parallax Measurements | éditeur=Astroprof | consulté le=2007-11-12}}.</ref>.

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, 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 {{unité|-1.47}}. Celle-ci étant notablement plus lumineuse que toutes les autres étoiles du ciel, les astronomes choisirent Véga comme référence de l'échelle de magnitude : la magnitude de Véga 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 (astronomie)|photométrie]] absolue<ref>{{Ouvrage |langue=en | prénom1=Robert A. | nom1=Garfinkle | année=1997 | titre=Star-Hopping: Your Visa to Viewing the Universe | éditeur=Cambridge University Press |ISBN=0-521-59889-3 }}.</ref>. 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 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)<ref>{{article |langue=en| nom1=Cochran | prénom=A. L. | titre=Spectrophotometry with a self-scanned silicon photodiode array. II - Secondary standard stars | journal=Astrophysical Journal Supplement Series | année=1981 | volume=45 | pages=83-96 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1981ApJS...45...83C | consulté le=2007-11-12 }}.</ref>.

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]]<ref>{{Article |langue=en | nom1=Johnson | prénom1=H. L. | nom2=Morgan |prénom2=W. W. | titre=Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas | périodique=Astrophysical Journal | année=1953 | volume=117 | pages=313-352 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1953ApJ...117..313J | consulté le=2007-11-05 }}.</ref>. 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 [[Jansky (unité)|Jy]]<ref>{{Lien web |langue=en  | prénom1=J. |nom1=Walsh | date=6 mars 2002 | url=http://www.eso.org/observing/standards/spectra/hr7001.html | titre=Alpha Lyrae (HR7001) | série=Optical and UV Spectrophotometric Standard Stars | éditeur=ESO | consulté le=2007-11-15 }}—flux en fonction de la longueur d'onde pour Véga.</ref>. Cependant, la densité de flux de Véga diminue rapidement dans l'infrarouge et est proche de 100 [[Jansky (unité)|Jy]] à une longueur d'onde de 5 [[micron]]s<ref>{{Lien web |langue=en  | prénom1=Richard G. |nom1=McMahon | date=23 novembre 2005 | url=http://www.ast.cam.ac.uk/~rgm/magnitudes/vega_hl75.dat | titre=Notes on Vega and magnitudes | éditeur=University of Cambridge | consulté le=2007-11-07 }}.</ref>.

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 {{unité|± 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 correspondaient à une [[Étoile variable de type Delta Scuti|variable de type Delta Scuti]]<ref>{{article |langue=en| nom1=Fernie | prénom=J. D. | titre=On the variability of VEGA | journal=Astronomical Society of the Pacific | année=1999 | volume=93 | pages=333-337 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1981PASP...93..333F | consulté le=2007-11-11 }}.</ref>. Ces étoiles oscillent de manière cohérente, engendrant des pulsations périodiques de leur luminosité<ref name="araa33">{{Article |langue=en | prénom1=A.|nom1= Gautschy|prénom2= H.|nom2= Saio | titre=Stellar Pulsations Across The HR Diagram: Part 1 | périodique=Annual Review of Astronomy and Astrophysics | année=1995 | volume=33 | pages=75–114 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1995ARA&A..33...75G | consulté le=2007-05-14 }}.</ref>. 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<ref name=merezhin>{{lien web |langue=en  | auteur=I.A. Vasil'yev | coauteurs=Merezhin, V. P.; Nalimov, V. N.; Novosyolov, V. A. | date=17 mars 1989 |url=http://www.konkoly.hu/pub/ibvs/3301/3308.txt | titre=On the Variability of Vega | éditeur=Commission 27 of the I.A.U. | consulté le=2007-10-30 }}.</ref>{{,}}<ref>{{lien conférence |langue=en| prénom=D. S. | nom1=Hayes | titre=Stellar absolute fluxes and energy distributions from 0.32 to 4.0 microns | titre livre=Proceedings of the Symposium, Calibration of fundamental stellar quantities | pages=225–252 | éditeur=Dordrecht, D. Reidel Publishing Co. | date=24-29 mai 1984 | lieu=Como, Italy | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1985IAUS..111..225H | consulté le = 2007-11-12 }}.</ref>. 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 »<ref name=gray2007>{{Article | langue=en | nom=Gray | prénom=Raymond | titre=The Problems with Vega | périodique=The Future of Photometric, Spectrophotometric and Polarimetric Standardization, ASP Conference Series, Proceedings of a Conference Held 8–11 May 2006 in Blankenberge, Belgium | volume=364 | pages=305 | date=2007 | bibcode=2007ASPC..364..305G}} : 
{{citation étrangère bloc|langue=en|A conservative analysis of the foregoing results suggests that Vega is quite likely variable in the 1-2% range, with possible occasional excursions to as much as 4% from the mean.}}.</ref>. Un article de 2011 affirma également que {{Citation|La variabilité à long terme (d'une année à l'autre) de Véga [était] confirmée<ref name=butkovskaya2011>{{Article | langue=en | nom=Butkovskaya | prénom=Varvara | date=2011 | titre=The long-term variability of Vega | périodique=Astronomische Nachrichten | volume=332  |numéro=9–10 | pages=956–960 | doi=10.1002/asna.201111587 | bibcode=2011AN....332..956B}}.</ref>.}}

En 1983, Véga devint la première étoile autour de laquelle fut découvert un [[Disque de débris|disque de poussières]]. Le [[satellite artificiel]] [[Infrared Astronomical Satellite|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<ref>{{article|langue=en| nom1=Harvey | prénom1=Paul E. | nom2=Wilking |prénom2=Bruce A. |nom3=Joy |prénom3=Marshall | titre=On the far-infrared excess of Vega | journal=Nature | année=1984 | volume=307 | pages=441-442 | url=http://www.nature.com/nature/journal/v307/n5950/abs/307441a0.html | consulté le=2007-11-12 }}.</ref>.

En 2009, une équipe du Laboratoire d'Astrophysique de Toulouse-Tarbes, CNRS/[[Université fédérale de Toulouse-Midi-Pyrénées|Université de Toulouse]], effectua la première détection d'un champ magnétique sur Véga<ref>{{lien web |langue=en |titre=Magnetic field on bright star Vega |description=communiqué de presse |url=https://www.aanda.org/2009-press-releases/391-aaa-press-release-magnetic-field-on-bright-star-vega-23-june-2009 |site=[[Astronomy and Astrophysics]] |date=23 juin 2009 |consulté le=29 juillet 2009}} citant {{Article |prénom1=F. |nom1=Lignières |prénom2=P. |nom2=Petit |prénom3=T. |nom3=Böhm |prénom4=M. |nom4=Aurière |titre=First evidence of a magnetic field on Vega: Towards a new class of magnetic A-type stars |périodique=[[Astronomy and Astrophysics]] |volume=500 |numéro=3 |date=2009-06 |issn=0004-6361 |issn2=1432-0746 |doi=10.1051/0004-6361/200911996 |lire en ligne=http://www.aanda.org/10.1051/0004-6361/200911996 |consulté le=2022-05-07 |pages=L41–L44}}.</ref>.

== Propriétés physiques ==
Véga est de [[type spectral]] A0 Va : c'est une [[Étoile blanche de la séquence principale|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 Soleil<ref>Selon 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 {{unité|0.43 et 1.64 e9 années}} 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. <br>Voir : {{Article |langue=en |prénom1=J. G. |nom1=Mengel |prénom2=P. |nom2=Demarque |prénom3=A. V. |nom3=Sweigart |prénom4=P. G. |nom4=Gross |titre=Stellar evolution from the zero-age main sequence |journal=Astrophysical Journal Supplement Series |volume=40 |année=1979 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1979ApJS...40..733M |consulté le=2007-11-05 |pages=733-791 |passage=769–778 }}.</ref>. 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 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<ref name=nature7086/> et sa luminosité est environ 37 fois [[Luminosité solaire|celle du Soleil]]. Véga pourrait être une [[étoile variable de type Delta Scuti]] dont la période serait de {{unité|0.107}} jours<ref name=asp93>{{article|langue=en| nom1=Fernie | prénom=J. D. | titre=On the variability of VEGA| journal=Astronomical Society of the Pacific| année=1981 | volume=93 | numéro=2 | pages=333–337| url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1981PASP...93..333F| consulté le=2007-10-30}}.</ref>.

La plus grande partie de l'énergie produite par le noyau de Véga est due au [[cycle carbone-azote-oxygène|cycle CNO]], une [[nucléosynthèse stellaire|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 {{unité|16 e6 K}}, 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 [[convection|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 [[Rayonnement|zone radiative]] est autour du noyau tandis que la couche externe est convective<ref>{{Ouvrage |langue=en | prénom1=Thanu | nom1=Padmanabhan | année=2002 | titre=Theoretical Astrophysics  | éditeur=Cambridge University Press | ISBN=0-521-56241-4 }}.</ref>{{,}}<ref>{{Lien web |langue=en |auteur=Kwong-Sang Cheng | année=2007 | coauteurs=Chau, Hoi-Fung; Lee, Kai-Ming | url=http://www.physics.hku.hk/~nature/CD/regular_e/lectures/chap14.html | titre=Chapter 14: Birth of Stars | série=Nature of the Universe | éditeur=Hong Kong Space Museum | consulté le=2007-11-26 }}.</ref>.

Le flux d'énergie de Véga a été précisément mesuré en comparaison de sources de lumière standard. À {{unité|548,0 nm}}, le flux est de {{unité|3650 [[Jansky (unité)|Jy]]}} avec une marge d'erreur de 2 %<ref>{{article|langue=en | nom1=Oke |prénom1=J. B. |nom2=Schild |prénom2=R. E. | titre=The Absolute Spectral Energy Distribution of Alpha Lyrae | périodique=Astrophysical Journal | année=1970 | volume=161 | pages=1015-1023 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1970ApJ...161.1015O | consulté le=2007-11-15}}.</ref>. Le spectre visible de Véga est dominé par les [[raie spectrale|raies d'absorption]] de l'hydrogène et plus particulièrement les raies de la [[série de Balmer]]<ref>{{Lien web |langue=en |prénom1=Michael|nom1= Richmond  | url=http://spiff.rit.edu/classes/phys440/lectures/boltz/boltz.html | titre=The Boltzmann Equation | éditeur=Rochester Institute of Technology | consulté le=2007-11-15}}.</ref>{{,}}<ref>{{Ouvrage | langue=en| prénom1=Donald D. | nom1=Clayton | année=1983 | titre=Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis | éditeur=University of Chicago Press | ISBN=0-226-10953-4 }}.</ref>. Les raies d'autres éléments ont une intensité relativement faible, la plus forte correspondant au [[magnésium]], au [[fer]] et au [[chrome]] ionisés<ref>{{article |langue=en| nom1=Michelson | prénom=E. | titre=The near ultraviolet stellar spectra of alpha Lyrae and beta Orionis | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | année=1981 | volume=197 | pages=57-74 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1981MNRAS.197...57M | consulté le=2007-11-15 }}.</ref>. Véga émet peu dans le domaine des [[rayon X|rayons X]], ce qui prouve que la [[couronne solaire|couronne de l'étoile]] doit être très faible ou absente<ref>{{article |langue=en| nom1=Schmitt | prénom=J. H. M. M. | titre=Coronae on solar-like stars. | journal=Astronomy and Astrophysics | année=1999 | volume=318 | pages=215-230 | url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1997A%26A...318..215S | consulté le=2007-11-15 }}.</ref>.

=== Rotation ===
Le rayon de Véga fut mesuré avec grande précision par [[interférométrie]]. Il a été estimé à {{unité|2,73 ± 0,01 fois}} le [[rayon solaire]]. Il est 60 % plus élevé que celui de [[Sirius]], alors que les modèles stellaires indiquaient qu'il ne devrait être que 12 % plus grand. 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, l'écart entre rayon équatorial et rayon polaire étant important. Des observations par l'[[CHARA|interféromètre CHARA]] en juin 2005 ont permis de confirmer cette hypothèse<ref name=apj645/>.

[[Fichier:Size Vega.png|vignette|droite|300px|Comparaison entre la taille de Véga (gauche) et du Soleil (droite).]]

L'axe de rotation de Véga est incliné de moins de 5° par rapport à la ligne de visée. Son équateur est en rotation à une vitesse de {{unité|274|km/s}}, soit à peine 7 % de moins que la vitesse à laquelle elle perdrait de la masse par son bourrelet équatorial du fait de la force centrifuge<ref name=nature7086/>. Sa [[période de rotation]] est d'environ {{unité|16.3 heures}}<ref name="Petit2022" />. Sa rotation rapide est à l'origine de la protubérance équatoriale de l'étoile. Le rayon à l'équateur ({{unité|2,78 ± 0,02 rayon}} solaire) est 23 % plus grand que le rayon polaire ({{unité|2,26 ± 0,02 rayon}} solaire). Depuis la Terre, cette protubérance est vue dans la direction des pôles, ce qui conduit à l'estimation supérieure du rayon<ref name=nature7086/>.

Du fait de la rotation, la [[gravité de surface]] est plus intense aux pôles qu'à l'équateur de l'étoile. D'après le [[théorème de von Zeipel]], sa luminosité est donc localement plus élevée aux pôles. Cette différence se traduit par une variation de la [[transfert de rayonnement|température effective]] de l'étoile : la température est proche de {{unité|10000 [[Kelvin|K]]}} aux pôles contre {{unité|7600 K}} à l'équateur<ref name=nature7086/>. 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<ref name=apj429>{{article|langue=en | nom1=Gulliver |prénom1=Hill | prénom2=Austin F. |nom2=Graham |nom3=Adelman |prénom3=Saul J. | titre=Vega: A rapidly rotating pole-on star | journal=The Astrophysical Journal | année=1994 | volume=429 | numéro=2 | pages=L81-L84 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994ApJ...429L..81G | consulté le=2007-10-29 }}.</ref>{{,}}<ref group="note">Depuis les pôles, l'étoile présente un profil circulaire, tandis qu'elle apparaitrait elliptique si elle était observée sur son équateur. L'aire de l'étoile vue sur son équateur est 81 % de son aire vue dans l'axe des pôles. Par conséquent, un observateur sur l'équateur recevrait moins d'énergie. Il reste cependant une différence de luminosité due à la distribution de température. D'après la [[loi de Stefan-Boltzmann]], le flux d'énergie sur l'équateur de Véga est :

:<math>\begin{smallmatrix}\left( \frac{T_{eq}}{T_{pole}} \right)^4 = \left( \frac{7,600}{10,000} \right)^4 = 0.33\end{smallmatrix}</math>
soit 33 % du flux des pôles.</ref>. Cette importante différence de température entre les pôles et l'équateur produit un fort effet d'obscurcissement par gravité (''{{lang|en|gravity darkening}}''). Vus 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 [[convection|zone de convection]] autour de l'équateur<ref name=apj645/>{{,}}<ref name=noao>{{Lien web |langue=en | auteur=Staff | date=10 janvier 2006 | titre=Rapidly Spinning Star Vega has Cool Dark Equator | éditeur=National Optical Astronomy Observatory | url=http://www.noao.edu/outreach/press/pr06/pr0603.html | consulté le=18 novembre 2007}}.</ref>, tandis que le reste de l'atmosphère est probablement exclusivement en [[équilibre thermique|équilibre radiatif]]<ref>{{lien conférence|langue=en| nom1=Adelman | prénom=Saul J. | titre=The physical properties of normal A stars | titre livre=The A-Star Puzzle | pages=1-11 | éditeur=Cambridge University Press | date=8-13 juillet 2004 | lieu=Poprad, Slovakia | url=http://journals.cambridge.org/production/action/cjoGetFulltext?fulltextid=280601 | format=PDF | consulté le=2007-11-22 }}.</ref>.

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 l’étalonnage des instruments<ref>{{article |langue=en| nom1=Quirrenbach | prénom=Andreas | titre=Seeing the Surfaces of Stars | journal=Science | année=2007 | volume=317 | numéro=5836 | pages=325-326 | url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/317/5836/325 | consulté le=2007-11-19 }}.</ref>.

=== Abondance métallique ===
Les astronomes désignent sous le terme ''métal'' tout [[élément chimique|élément]] de [[masse atomique]] plus grande que celle de l'[[hélium]]. La [[métallicité]] de la [[photosphère]] de Véga est de −0,5 : c'est-à-dire que son abondance en métaux est de seulement de 32 % celle de l'atmosphère du Soleil. À titre de comparaison, [[Sirius]], une étoile similaire à Véga a une abondance métallique 3 fois supérieure au Soleil. Le Soleil a une proportion d'éléments plus lourds que l'hélium d'environ ''Z''{{ind|Sol}} = 0,0172 ± 0,002<ref>{{article|langue=en | nom1=Antia | prénom1=H. M. | nom2=Basu |prénom2=Sarbani | titre=Determining Solar Abundances Using Helioseismology | journal=The Astrophysical Journal | année=2006 | volume=644 | numéro=2 | pages=1292-1298 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006astro.ph..3001A| consulté le=2007-11-05}}.</ref>; cette proportion est donc de 0,55 % (''Z''{{ind|Véga}} = {{nb|0,0055}}) dans la photosphère de Véga.

La métallicité de Véga est inhabituellement faible : Véga est une [[étoile de type Lambda Bootis]]<ref>{{article|langue=en | nom1=Renson | prénom1=P. | nom2=Faraggiana |prénom2=R. |nom3=Boehm |prénom3=C. | titre=Catalogue of Lambda Bootis Candidates | journal=Bulletin d'Information Centre Donnees Stellaires | année=1990 | volume=38 | pages=137–149 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1990BICDS..38..137R| consulté le=2007-11-07 }}—Entry for HD 172167 on {{p.|144}}.</ref>{{,}}<ref>{{article |langue=en|nom1=Qiu | prénom1=H. M. | nom2=Zhao |prénom2=G. |nom3=Chen |prénom3=Y. Q. |nom4=Li |prénom4=Z. W. | titre=The Abundance Patterns of Sirius and Vega | journal=The Astrophysical Journal | année=2001 | volume=548 | numéro=2 | pages=77-115 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ApJ...548..953Q | consulté le=2007-10-30 }}.</ref>. Cependant, la raison de l'existence d'[[Étoile chimiquement particulière|étoiles chimiquement particulières]] de [[type spectral|type]] A0-F0 est incertaine. Cette anomalie pourrait être due à un phénomène diffusif ou à 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<ref>{{article |langue=en| nom1=Martinez | prénom1=Peter | nom2=Koen |prénom2=C. |nom3=Handler |prénom3=G. |nom4=Paunzen |prénom4=E. | titre=The pulsating lambda Bootis star HD 105759 | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | année=1998 | volume=301 | numéro=4 | pages=1099-1103 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998MNRAS.301.1099M | consulté le=2007-11-05 }}.</ref>.

Le rapport de la quantité d'hélium sur celle d'hydrogène est de {{unité|0,030 ± 0,005}} pour Véga, soit environ 40 % plus faible que pour le Soleil. Cette différence pourrait être due à l'absence de [[convection|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<ref>{{article|langue=en| nom1=Adelman | prénom1=Saul J. | nom2=Gulliver |prénom2=Austin F. | titre=An elemental abundance analysis of the superficially normal A star VEGA | journal=Astrophysical Journal, Part 1 | année=1990 | volume=348 | pages=712-717 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1990ApJ...348..712A | consulté le=2007-11-07 }}.</ref>.

=== Mouvement ===
[[Fichier:Vega in lyra.png|vignette|droite|Position de Véga dans la [[Lyre (constellation)|constellation de la Lyre]].]]

La [[vitesse radiale]] de Véga est la composante de la vitesse de l'étoile le long de la ligne de visée. Cette vitesse est mesurée par [[effet Doppler]] : elle est de {{unité|-13,9 ± 0,9|km/s}}<ref name="Evans1966">{{lien conférence |langue=en| prénom = D. S. | nom1 = Evans | titre = The Revision of the General Catalogue of Radial Velocities | titre livre = Proceedings from IAU Symposium no. 30 | pages = 57 | éditeur = Academic Press | date = 20-24 juin 1966| lieu = Londres, Angleterre | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1967IAUS...30...57E | consulté le = 2007-11-09 }}.</ref>, 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 {{unité|202,03 ± 0,63 milli[[arcseconde]]}} (mas) par an d'[[ascension droite]] et {{unité|287,47 ± 0,54 mas/an}} de [[Déclinaison (astronomie)|déclinaison]]<ref>{{article |langue=en | auteur=M. A. Perryman |et al.=oui | titre=The Hipparcos Catalogue. | journal=Astronomy and Astrophysics | année=1997 | volume=323 | pages=L49-L52 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997A&A...323L..49P | consulté le=2007-11-09 }}.</ref>.

Le mouvement propre total de Véga est donc de {{unité|327,78 mas/an}}<ref group="note">Le mouvement propre est donné par :

:<math>\begin{smallmatrix}\mu = \sqrt{ {\mu_\delta}^2 + {\mu_\alpha}^2 \cdot \cos^2 \delta }\ =\ 327,78\ \text{mas/y} \end{smallmatrix}</math>.
où <math>\mu_\alpha</math> and <math>\mu_\delta</math> sont les composantes du mouvement propre selon l'ascension droite et la déclinaison, et <math>\delta</math> est la déclinaison, ce qui correspond à un mouvement angulaire d'un degré tous les {{unité|11000 ans}}. Voir {{Lien web |langue=en |prénom1=Steven R. |nom1=Majewski |titre=Stellar Motions |url=http://www.astro.virginia.edu/class/majewski/astr551/lectures/VELOCITIES/velocities.html |éditeur=University of Virginia |année=2006 |consulté le=2007-09-27}}.</ref>.

Dans le [[système de coordonnées galactiques]], les composantes de la vitesse de Véga sont U={{unité|-13,9 ± 0,9}} ; V={{unité|-6,3 ± 0,8}} et W={{unité|-7,7 ± 0,3}}, soit une [[vitesse spatiale]] de {{unité|17 km/s}}<ref name=aaa339/>. La composante radiale de la vitesse (dans la direction du Soleil) est de {{unité|-13,9 km/s}}, tandis que la vitesse transverse est de {{unité|9,9 km/s}}. Bien que Véga ne soit à présent que la [[Liste des étoiles les plus brillantes|cinquième étoile la plus brillante]], la magnitude apparente de l'étoile augmentera lors des prochains millénaires car elle s'approche du Soleil<ref>{{Ouvrage |langue=en | prénom1=Forest Ray | nom1=Moulton | année=1906 | pages=p. 502 | titre=An Introduction to Astronomy | éditeur=The Macmillan company }}.</ref>.

Véga sera l'étoile la plus brillante du ciel dans environ {{unité|210000|ans}}, atteindra une magnitude maximale de –0,81 dans environ {{unité|290000 ans}} et sera l'étoile la plus brillante du ciel durant environ {{unité|270000 ans}}<ref>{{article |langue=en| nom1=Tomkin | prénom=Jocelyn | titre=Once And Future Celestial Kings | journal=Sky and Telescope | date=Avril 1998 | volume=95 | numéro=4 | pages=59-63}}.</ref>.

La cinématique de l'étoile laisse supposer qu'elle appartient à l'[[association stellaire]] appelée ''[[Groupe mouvant de Castor|Courant d'étoiles de Castor]]''. Ce groupe contient à l'heure actuelle 16 étoiles, parmi lesquelles [[Alpha Librae]], [[Alpha Cephei]], [[Castor (étoile)|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<ref>{{Ouvrage |langue=en | prénom1=Mike | nom1=Inglis | année=2003 | titre=Observer's Guide to Stellar Evolution: The Birth, Life, and Death of Stars | éditeur=Springer | ISBN=1-85233-465-7 }}.</ref>. L'âge estimé du groupe est de {{nb|200 ± 100 millions}} d'années et leur vitesse moyenne est de {{unité|16,5 km/s}}<ref group="note">U={{unité|−10,7 ± 3,5}}, V={{unité|−8,0 ± 2,4}}, W={{unité|−9,7 ± 3,0|km/s}}. La [[vitesse spatiale]] est :

:<math>\begin{smallmatrix}v_{\text{sp}} = \sqrt{10,7^2 + 8,0^2 + 9,7^2} = 16,5 \text{km/s}\end{smallmatrix}</math></ref>{{,}}<ref name=aaa339>{{article |langue=en| nom1=Barrado y Navascues | prénom=D. | titre=The Castor moving group. The age of Fomalhaut and VEGA| journal=Astronomy and Astrophysics | année=1998 | volume=339 | pages=831-839 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999astro.ph..5243B| consulté le=2007-10-31 }}.</ref>.

=== Champ magnétique ===
Des observations [[spectropolarimétrie|spectropolarimétriques]], réalisées à l'[[Pic du Midi de Bigorre|observatoire du Pic du Midi de Bigorre]], ont permis la détection du [[champ magnétique]] de Véga. Il s'agit de la première détection d'un tel champ sur une étoile de type spectral A qui ne soit pas [[étoile chimiquement particulière|chimiquement particulière]], ce qui fait de Véga le prototype d'une nouvelle classe d'étoiles magnétiques. Ce champ a une valeur moyenne de {{unité|−0,6 ± 0,3 [[Gauss (unité)|G]]}}<ref>{{Article |langue=en | nom1=Lignières | prénom1=F. | nom2=Petit |prénom2=P.| nom3=Böhm | prénom3=T. | nom4=Aurière | prénom4=M. | année=2009 | titre=First evidence of a magnetic field on Vega | périodique=Astronomy and Astrophysics | volume=500 | pages=L41–L44 | doi=10.1051/0004-6361/200911996 }}.</ref>, ce qui est comparable à la force moyenne du champ magnétique solaire à grande échelle (lui-même environ {{unité|1000 fois}} plus faible que le champ magnétique mesuré localement dans les [[tache solaire|taches solaires]])<ref>{{Lien web |langue=en | titre=Magnetic Field On Bright Star Vega | site=Science Daily | date=26 juillet 2009 | url=http://www.sciencedaily.com/releases/2009/06/090623111947.htm | consulté le=30 juillet 2009}}.</ref>.

== Système stellaire ==
=== Émissions infrarouges ===
[[Fichier:Vega Spitzer.jpg|vignette|redresse=1.3|Une image infrarouge du disque de débris autour de Véga (par [[Spitzer (télescope spatial)|''Spitzer'']]/[[NASA]]).]]

Un des premiers résultats du ''[[Infrared Astronomical Satellite|{{lang|en|Infrared Astronomy Satellite}}]]'' (IRAS) fut la découverte d'une anomalie dans le flux infrarouge provenant de Véga : le flux est [[excès d'infrarouge|supérieur à celui attendu]] pour une étoile seule. Cette différence fut identifiée aux longueurs d'onde de 25, 60 et {{unité|100 μm}} et est due à une zone d'un rayon angulaire de 10 [[arcseconde]]s (10″) centrée sur l'étoile. Compte tenu de la distance de Véga, la zone a un rayon de 80 [[unité astronomique|unités astronomiques]]. Il fut suggéré que les radiations fussent 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]]<ref name=apj285>{{article |langue=en| nom1=Harper | prénom1=D. A. | nom2=Loewenstein |prénom2=R. F. |nom3=Davidson |prénom3=J. A. | titre=On the nature of the material surrounding VEGA | journal=Astrophysical Journal, Part 1 | année=1984 | volume=285 | pages=808-812 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1984ApJ...285..808H | consulté le=2007-11-02 }}.</ref>. 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<ref>{{article|langue=en| nom1 = Robertson | prénom1=H. P. | lien auteur1 = Howard Percy Robertson | titre=Dynamical effects of radiation in the solar system | périodique=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume=97 | pages=423-438 | éditeur=Royal Astronomical Society | année=1937 | mois=Avril | url=http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1937MNRAS..97..423R | consulté le=2007-11-02 }}.</ref>.

Des mesures ultérieures de Véga à la longueur d'onde de {{unité|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 {{unité|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<ref name=apj285/>. Les modèles théoriques de distribution de poussières indiquent que le disque autour de Véga est circulaire, d'un rayon de 120 ua. De plus, il y aurait un trou de rayon supérieur à 80 ua au centre du disque<ref>{{article |langue=en| nom1=Dent | prénom1=W. R. F. |nom2=Walker |prénom2=H. J. |nom3=Holland |prénom3=W. S. |nom4=Greaves |prénom4=J. S. | titre=Models of the dust structures around Vega-excess stars | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | année=2000 | volume=314 | numéro=4 | pages=702-712 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000MNRAS.314..702D | consulté le=2007-11-07 }}.</ref>.

À la suite de la découverte de cet excès de radiations infrarouges provenant de la région 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 de ce type 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<ref name=apj124>{{article|langue=en | nom1=Song | prénom1=Inseok |nom2=Weinberger |prénom2=A. J. |nom3=Becklin |prénom3=E. E. |nom4=Zuckerman |prénom4=B. |nom5=Chen |prénom5=C. | titre=M-Type Vega-like Stars | journal=The Astronomical Journal| année=2002 | volume=124 | numéro=1 | pages=514-518 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002AJ....124..514S | consulté le=2007-11-10 }}.</ref>.

=== Disque de débris ===
En 2005, le [[Spitzer (télescope spatial)|télescope spatial Spitzer]] prit des photos infrarouges de haute résolution du nuage de poussières entourant Véga. Sa [[taille angulaire]] varie en fonction de la [[longueur d'onde]] d'observation : {{unité|43 [[seconde d'arc|secondes d'arc]]}} (soit une extension de 330 [[unité astronomique|unités astronomiques]] étant donné la distance de Véga à la Terre) à une longueur d'onde de {{unité|24 [[Micromètre|µm]]}}, 70″ ({{unité|543 [[unité astronomique|ua]]}}) à {{unité|70 µm}} et 105″ ({{unité|815 ua}}) à {{unité|160 µm}}. Ces larges disques sont circulaires et ne présentent pas d'agrégats de poussière, les particules ayant une taille comprise entre {{unité|1 et 50 µm}}. La masse totale de ce nuage est de {{unité|3 e-3 fois}} la [[masse de la Terre]]. La production de poussière est nécessairement due à des collisions entre [[astéroïde]]s d'une population équivalent à la [[ceinture de Kuiper]] du [[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 envisagé initialement<ref name=apj628>{{article | langue=en | auteur=K. Y. L. Su |et al.=oui | titre=The Vega Debris Disk: A Surprise from ''Spitzer'' | journal=The Astrophysical Journal | année=2005 | volume=628 | pages=487-500 | url=http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/journal/issues/ApJ/v628n1/61972/61972.html | consulté le=2007-11-02 }}.</ref>.
<!--[[Fichier:Ssc2005-01b.jpg|vignette|gauche|Vue d'artiste illustrant la manière dont une collision d'objets aurait pu créer un disque de poussières autour de Véga. ''(Crédit : NASA)'']] Personne ne sait si cette illustration est pertinente-->
La frontière intérieure du disque de débris serait de 11″±2″, soit {{unité|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 de [[comète]]s 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<ref name=apj628/>.

Les observations effectuées avec le [[télescope]] ''[[CHARA]]'' du [[Observatoire du Mont Wilson|Mont Wilson]] en 2006 ont trouvé des preuves d'existence dans un anneau intérieur de poussières autour de Véga. D'un rayon extérieur de {{unité|8 ua}} de l'étoile, cette poussière pourrait être la preuve des perturbations dynamiques existant au sein du système<ref>{{article |langue=en| auteur=Absil, O. |et al.=oui | titre=Circumstellar material in the Vega inner system revealed by CHARA/FLUOR | journal=Astronomy and Astrophysics | année=2006 | volume=452 | numéro=1 | pages=237-244 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006A&A...452..237A | consulté le=2007-11-19 }}.</ref>. Cela pourrait être dû à un intense bombardement cométaire ou météoritique et pourrait être une preuve de l'existence d'un système planétaire<ref>{{Lien web |langue=en |prénom1=Marion|nom1= Girault-Rime | date=Summer 2006 | url=http://www2.cnrs.fr/en/578.htm | titre=Vega's Stardust | éditeur=CNRS International Magazine| consulté le=2007-11-19 }}.</ref>.
{{clr}}

=== Hypothèse d'un système planétaire ===
[[Fichier:Vega (star).jpg|vignette|redresse=1.2|Vue d'artiste d'une planète autour de Véga.]]
Des observations du [[James Clerk Maxwell Telescope|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 [[Observatoire W. M. Keck|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<ref>{{article|langue=en| nom1=Holland | prénom1=Wayne S. | nom2=Greaves |prénom2=Jane S. |nom3=Zuckerman |prénom3=B. |nom4=Webb |prénom4=R. A. |nom5=McCarthy |prénom5=Chris |nom6=Coulson |prénom6=Iain M. |nom7=Walther |prénom7=D. M. |nom8=Dent |prénom8=William R. F. |nom9=Gear |prénom9=Walter K. |nom10=Robson |prénom10=Ian | titre=Submillimetre images of dusty debris around nearby stars| journal=Nature | année=1998 | volume=392 | numéro=6678 | pages=788-791 |url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1998Natur.392..788H| consulté le=2007-11-10 }}.</ref>. Les astronomes du {{lang|en|[[Joint Astronomy Centre]]}} à Hawaii et à [[Université de Californie à Los Angeles|UCLA]] ont suggéré que l'image indique la présence d'un système planétaire en formation<ref>{{Lien web | auteur=Staff | date=21 avril 1998 | titre=Astronomers discover possible new Solar Systems in formation around the nearby stars Vega and Fomalhaut | éditeur=Joint Astronomy Centre | url=http://outreach.jach.hawaii.edu/pressroom/1998_vega/| consulté le=29 octobre 2007}}.</ref>.

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 [[Masse jovienne|celle de Jupiter]] sur une orbite excentrique. La poussière se concentrerait sur des [[Résonance orbitale|orbites en résonance]] dite de « [[moyen mouvement]] » avec cette planète<ref name=apj569>{{article|langue=en | nom1=Wilner| prénom1=D. | nom2=Holman |prénom2=M. |nom3=Kuchner |prénom3=M. |nom4=Ho |prénom4=P.T.P. | titre=Structure in the Dusty Debris around Vega==^p^p | journal=The Astrophysical Journal | année=2002 | volume=569 | pages=L115-L119 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...569L.115W | consulté le=2007-10-30 }}.</ref>.

En 2003, il fut suggéré que ces accumulations seraient causées par une planète de masse similaire à [[Neptune (planète)|Neptune]] [[migration planétaire|migrant]] de 40 à {{unité|65|UA}} sur une période de {{unité|56|millions}} d'années<ref name=apj598>{{article |langue=en| nom1=Wyatt | prénom=M. | titre=Resonant Trapping of Planetesimals by Planet Migration: Debris Disk Clumps and Vega's Similarity to the Solar System | journal=The Astrophysical Journal | année=2002 | volume=598 | pages=1321-1340 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...598.1321W | consulté le=2007-10-30 }}.</ref>. Cette orbite serait suffisamment grande pour permettre la formation de [[planète tellurique|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<ref>{{article |langue=en| nom1=Gilchrist | prénom1=E. | nom2=Wyatt |prénom2=M. |nom3=Holland |prénom3=W. |nom4=Maddock |prénom4=J. |nom5=Price |prénom5=D. P. | jour=1|mois=12|année=2003 | titre=New evidence for Solar-like planetary system around nearby star | périodique=Royal Observatory press release |lieu= Edinburgh | url=http://www.roe.ac.uk/roe/support/pr/pressreleases/vega.html | consulté le=9 avril 2013}}.</ref>.

En utilisant un [[coronographie|coronographe]] sur le télescope [[Subaru (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<ref>{{article |langue=en| nom1=Itoh | prénom=Yoichi | titre=Coronagraphic Search for Extrasolar Planets around ε Eri and Vega | journal=The Astrophysical Journal | année=2006 | volume=652 | numéro=2 | pages=1729-1733 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006ApJ...652.1729I | consulté le=2007-11-10 }}.</ref>. 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<ref>{{Article |langue=en| nom1=Campbell | prénom1=B. | nom2=Garrison |prénom2=R. F. | titre=On the inclination of extra-solar planetary orbits | journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | année=1985 | volume=97 | pages=180-182 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1985PASP...97..180C | consulté le=2007-11-16 }}.</ref>. Pour un observateur situé sur une hypothétique planète autour de Véga, le Soleil apparaîtrait comme une étoile terne de magnitude 4,3 dans la [[Colombe (constellation)|constellation de la Colombe]]<ref group="note">Le Soleil apparaîtrait à l'opposé exact des coordonnées de Véga à α={{Ascension droite|6|36|56,3364}}, δ={{Déc|−38|47|01,291}}, ce qui correspond à la partie ouest de la Colombe. La magnitude visuelle est obtenue selon la formule <math>\begin{smallmatrix}m\ =\ M_v - 5(\log_{10} \pi + 1)\ =\ 4.3.\end{smallmatrix}</math></ref>.

== Observation à l'œil nu ==
[[Fichier:Triangle d'ete Carte du ciel.svg|vignette|redresse=1.5|Le [[triangle d'été]].]]

Véga peut être observée proche du [[Zénith (astronomie)|zénith]] depuis les latitudes moyennes de l'hémisphère nord durant les soirs d'été<ref name=field_guide>{{Ouvrage |langue=en | prénom1=Jay M. | nom1=Pasachoff | année=2000 | titre=A Field Guide to Stars and Planets | edition=Fourth edition | éditeur=Houghton Mifflin Field Guides | ISBN=0-395-93431-1 }}.</ref>. 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 {{unité|+38,78°}}, elle peut uniquement être observée aux latitudes au nord de 50° S environ. Aux latitudes plus au nord que +51° N, Véga est continuellement visible au-dessus de l'horizon : c'est une étoile [[circumpolaire]]. Vers le {{date-|1 juillet}}, Véga atteint son [[Opposition (astronomie)|opposition]]  car elle atteint son point de [[culmination]] à minuit solaire vers cette date<ref name=burnham/>.

L'étoile se situe à un sommet du [[triangle d'été]], un [[astérisme]] formé des étoiles Véga, [[Deneb|α Cygni]] (Deneb) de la constellation du [[Cygne (constellation)|Cygne]] et [[Altaïr|α Aquilae]] (Altaïr) de la constellation de l'[[Aigle (constellation)|Aigle]] qui sont toutes des étoiles de {{nobr|magnitude 0}} ou 1<ref name=field_guide/>. 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<ref>{{Ouvrage | langue = en | prénom1=Arthur R. | nom1=Upgren | année=1998| titre=Night Has a Thousand Eyes: A Naked-Eye Guide to the Sky, Its Science, and Lore  | éditeur=Basic Books | ISBN=0-306-45790-3 }}.</ref>.

== Étoile polaire ==
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 sur de longues périodes de temps, un phénomène appelé [[précession des équinoxes]]. Un cycle complet est effectué en {{unité|25770 années}}<ref>{{Ouvrage | langue=en |prénom1=Andrew L. | nom1=Chaikin | auteur2=J. K. Beatty |directeur2=oui |auteur3=C. C. Petersen |directeur3=oui | année=1990 | titre=The New Solar System | edition=4th edition | éditeur=Cambridge University Press | lieu=Cambridge, England | ISBN=0-521-64587-5 }}.</ref>, durant lesquelles le pôle de l'axe de rotation terrestre décrit un mouvement circulaire sur la [[sphère céleste]] et passe à proximité de plusieurs étoiles notables. L'étoile polaire est actuellement [[Alpha Ursae Minoris]], mais vers l'an {{unité|12000 {{av JC}}}}, le pôle de l'axe de rotation terrestre était à seulement 5° de Véga. Le pôle sera de nouveau proche de Véga autour de l'an [[Chronologie du futur lointain#Évènements astronomiques|{{nombre|14000}}]]<ref>{{Ouvrage |langue=en | prénom1=Archie E. | nom1=Roy | nom2=Clarke|prénom2 = David | année=2003 | titre=Astronomy: Principles and Practice | éditeur=CRC Press | ISBN=0-7503-0917-2 }}.</ref>. Cet écart de 5° est relativement important, aussi l'attribution du statut « d'étoile polaire » à Véga est-il discutable. En tout état de cause il n'existe aucun document astronomique préhistorique attestant que Véga ait été utilisé à des fins d'orientation par les humains de ces époques reculées, à l'inverse de [[Alpha Draconis|α Draconis]] (Thuban), abondamment citée dans l'[[Égypte antique]]<ref>David P. Stern, [http://www-istp.gsfc.nasa.gov/stargaze/Fprecess.htm « (7) Précession des Équinoxes »], [[NASA Goddard Space Flight Center|{{lang|en|Goddard Space Flight Center}}]], NASA.</ref>.

Si l'on accepte que Véga ait pu être considérée comme une étoile polaire malgré son éloignement important de la direction de l'axe de rotation terrestre, elle a été la plus brillante des étoiles polaires successives de la Terre<ref name=allen/>, devant [[Alpha Cygni|α Cygni]] (Deneb), elle aussi très imparfaitement alignée avec l'axe de rotation terrestre il y {{unité|18000 ans}}.

== Contexte historique et étymologie ==
Les [[empire assyrien|Assyriens]] nommèrent cette étoile ''Dayan-same'', le ''juge du paradis'' et les [[Akkadien]]s ''Tir-anna'', ''Vie du Paradis''<ref name="allen"/>. Dans l'astronomie babylonienne, Véga pourrait avoir été une des étoiles nommées ''Dilgan'', ''le Messager de la Lumière''. Pour les [[Grèce antique|Grecs]], la constellation de la Lyre fut formée à partir de la harpe d'[[Orphée]], Véga représentant la poignée de l'instrument<ref name="kendall"/>. Dans l'[[empire romain]], le début de l'[[automne]] était basé sur l'heure à laquelle Véga disparaissait sous l'horizon<ref name=allen/>.

Dans la [[mythologie chinoise]], il existe une histoire d'amour de [[Qixi|Qi Xi]] 七夕 dans laquelle Niu Lang 牛郎 ([[Altaïr]]) et ses deux enfants ([[Beta Aquilae|β]] et [[Gamma Aquilae|γ Aquilae]]) sont séparés pour toujours de ''[[Zhinü|Zhi Nü]]'' 織女 (Véga), la mère des deux enfants, qui est sur l'autre côté de la rivière [[Voie lactée]] (''Tianhe'', 銀河)<ref>{{Ouvrage |langue=en | prénom1=Liming | nom1=Wei | nom2=Yue|prénom2= L.|nom3=Lang Tao|prénom3= L. | année=2005 | titre=Chinese Festivals | éditeur=Chinese Intercontinental Press| ISBN=7-5085-0836-X }}.</ref>. Le festival japonais [[Tanabata]] est aussi basé sur cette légende<ref>{{Ouvrage |langue=en | prénom1=John Robert | nom1=Kippax | année=1919 | titre=The Call of the Stars: A Popular Introduction to a Knowledge of the Starry Skies with their Romance and Legend | éditeur=G. P. Putnam's Sons }}.</ref>. Dans le [[zoroastrisme]], Véga fut parfois associée à Vanant, une divinité mineure dont le nom signifie (le) ''conquérant''<ref>{{Ouvrage |langue=en | prénom1=Mary | nom1=Boyce  | année=1996 | titre=A History of Zoroastrianism, volume one: The Early Period | éditeur=E. J. Brill | lieu=New York | ISBN=90-04-08847-4 }}.</ref>.

Le terme ''Wega''<ref name=allen/> (devenu Véga) est issu d'une [[Transcription et translittération|translittération]] du mot [[arabe]] ''waqi'' signifiant « tombant », par la phrase ''النسر الواقع'' (''an-nasr al-wāqi‘''), qui se traduit selon les sources par « l'aigle tombant »<ref>{{chapitre |langue=en |auteurs ouvrage= Cyril Glassé | année=2001 | titre ouvrage=The New Encyclopedia of Islam | éditeur=Rowman Altamira |ISBN=0-7591-0190-6 |titre chapitre=astronomy}}.</ref>, ou « le vautour plongeant »<ref>{{Lien web |langue=en |prénom1=Douglas |nom1=Harper | date=novembre 2001 | url=http://www.etymonline.com/index.php?term=Vega | titre=Vega | éditeur=Online Etymology Dictionary | consulté le=2007-11-01 }}.</ref>, la constellation étant représentée par un vautour dans l'[[Égypte antique]]<ref>{{Ouvrage | langue=en | prénom1=Gerald | nom1=Massey | année=2001 | titre=Ancient Egypt: the Light of the World | éditeur=Adamant Media Corporation | ISBN=1-4021-7442-X }}.</ref> et par un aigle ou un vautour dans l'[[Inde antique]]<ref>{{Ouvrage |langue=en | prénom1=William Tyler | nom1=Olcott | année=1911 | titre=Star Lore of All Ages: A Collection of Myths, Legends, and Facts Concerning the Constellations of the Northern Hemisphere | éditeur=G.P. Putnam's sons }}.</ref>{{,}}<ref>{{Lien web |langue=en |prénom1=Deborah |nom1=Houlding | date=décembre 2005 | url=http://www.skyscript.co.uk/lyre.html| titre=Lyra: The Lyre | éditeur=Sktscript | consulté le=2007-11-04 }}.</ref>. Le terme arabe est apparu en [[Occident]] dans les [[tables alphonsines]]<ref name=allen/>, qui furent créées entre 1215 et 1270 sur l'ordre du [[roi d'Espagne]] [[Alphonse X de Castille|Alphonse X]]<ref>{{Ouvrage |langue=en | prénom1=M. Th. | nom1=Houtsma | coauteurs=Wensinck, A. J.; Gibb, H. A. R.; Heffening, W.; Lévi-Provençal | année=1987 | titre=E.J. Brill's First Encyclopaedia of Islam, 1913-1936 | volume=VII | pages=p. 292 | éditeur=E.J. Brill }}.</ref>.

Les astrologues médiévaux catégorisaient Véga parmi une quinzaine d'étoiles liées à des propriétés magiques, à chacune desquelles étaient associées une [[plante]] et une [[pierre précieuse]]. Ainsi, Véga était associée à la {{Laquelle|[[chrysolite]]}} et à la [[sarriette]] d'hiver. [[Henri-Corneille Agrippa de Nettesheim|Cornelius Agrippa]] lui donna un signe astrologique, [[Fichier:Agrippa1531 Vulturcadens.png]], qu'il nomma ''Vultur cadens'', une traduction littérale latine du nom arabe<ref>{{Ouvrage |langue=la | prénom1=Heinrich Cornelius | nom1=Agrippa | année=1533 | titre=De Occulta Philosophia }}.</ref>. Les listes d'étoiles médiévales indiquent les noms alternatifs Waghi, Vagieh et Veka pour Alpha Lyrae<ref name=burnham>{{Ouvrage |langue=en |directeur1=oui | prénom1=Robert J. R. | nom1=Burnham | année=1978 | titre=Burnham's Celestial Handbook: An Observer's Guide to the Universe Beyond the Solar System |volume=2 | éditeur=Courier Dover Publications |ISBN=0-486-23568-8 }}.</ref>.

== Dans la culture populaire ==
En 1936, la société parfumeur [[Guerlain]] lance le parfum « Véga » inspiré par cette étoile<ref>{{Ouvrage|langue=en|prénom1=Alain|nom1=Monniot|titre=Guerlain : perfume bottles since 1828|passage=236|éditeur=Éditions Milan|date=1997|pages=320|isbn=2-84113-650-7|isbn2=978-2-84113-650-6|oclc=42282357|consulté le=2021-12-15}}.</ref>{{,}}<ref>{{Lien web |nom=Gh |titre=Guerlain Perfumes: Vega c1926 |url=https://guerlainperfumes.blogspot.com/2013/01/vega-c1926.html |site=Guerlain Perfumes |date=2013-01-30 |consulté le=2021-11-23}}.</ref>{{refins|date=novembre 2021}}.

[[Pierre Daninos]] l’a proposée en 1953 comme symbole de puissance pour baptiser l’automobile [[Facel Vega]].

C'est de Véga que proviennent les signaux extraterrestres au cœur de l'intrigue du roman ''[[Contact (roman)|Contact]]'', de [[Carl Sagan]] (1985).

Dans l'animé japonais ''[[Goldorak]]'', les « Forces de Véga », ennemies du héros et pilote de Goldorak Actarus, sont originaires de l'étoile Véga.

Dans la série allemande de science-fiction ''[[Perry Rhodan]] {{lang|de|der Erbe des Universums}}'', le cinquième fascicule (''{{lang|de|Raumschacht im Wega-Sektor}}'', publié en français sous le nom ''[[Les Vainqueurs de Véga]]'') narre la découverte d'une planète de Véga, Ferrol.

== Notes et références ==
{{Traduction/Référence|en|Vega|173921344}}

=== Notes ===
{{références |groupe=note}}

=== Références ===
{{références}}

== Voir aussi ==
=== Articles connexes ===
* [[Liste des étoiles les plus brillantes]]

=== Liens externes ===
{{Liens}}
* {{Simbad|id=ALF+LYR}}
* {{Kaler|id=vega|nom=Véga}}

{{Palette|Étoiles de la Lyre}}
{{Portail|astronomie|étoiles}}
{{Bon article|vote=BA|oldid=30385601|date=7 juin 2008}}

[[Catégorie:Constellation de la Lyre]]
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