Alpha Lyrae - Définition

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 17 juillet 1850, Véga devint la première étoile autre que le Soleil à être photographiée. Elle le fut au Harvard College Observatory, également par un daguerréotype. Draper utilisa Véga en août 1872 afin de prendre la première image d'un spectre et il fut le premier à montrer la présence de raies d'absorption dans le spectre d'une étoile, contredisant ainsi l'affirmation célèbre d'Auguste Comte selon laquelle la composition chimique des étoiles était à jamais inaccessible (de telles raies avaient déjà été observées dans le spectre solaire depuis 1859 et les travaux de Robert Bunsen et Gustav Kirchhoff). En 1879, William Huggins utilisa des images du spectre de Véga et d'autres étoiles similaires pour identifier douze « raies très grosses » qui étaient communes parmi ce type stellaire. Elles furent par la suite identifiées comme des raies des séries de Balmer de l'hydrogène.

La distance de Véga peut être mesurée à l'aide de la parallaxe. Véga fut utilisée pour le premier calcul de la parallaxe d'une étoile par Friedrich G. W. von Struve, qui obtint 0,125 arcsecondes. Friedrich Bessel mit en doute les données de von Struve et il calcula la parallaxe de 61 Cygni, 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, 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, suivant les conventions d'« étoiles de première grandeur », « seconde grandeur » et ainsi de suite héritées de l'Antiquité grecque. Les étoiles les plus ternes visibles à l'œil nu sont de la sixième magnitude tandis que la plus brillante, Sirius, a une magnitude de -1,47. Celle-ci étant notablement plus lumineuse que 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 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 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 la calibration (notamment dans l'hémisphère sud).

Le système photométrique UBV mesure la magnitude de l'étoile à travers des filtres ultraviolet (U), bleu (B) et jaune (V). Véga est une des six étoiles de type spectral A0V utilisées lors de 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 imposée comme étant la même dans les parties jaune, bleue et ultraviolette du spectre électromagnétique. Ainsi, Véga a un spectre électromagnétique relativement uniforme dans le visible—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 microns.

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 correspondaient 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 certaines 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 mesures systématiques.

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

En 2009, une équipe du Laboratoire d'Astrophysique de Toulouse-Tarbes, CNRS/Université de Toulouse, effectue la première détection d'un champ magnétique sur Véga.