天象来回答织女星的基本含义。天文学家观测到织女星有过量的红外辐射，这表明织女星似乎有一个由尘埃组成的星盘。这些尘埃颗粒可能类似于太阳系的铜带，是碎片盘中天体碰撞的结果。
基本含义
针对天体摄影的天体摄影术诞生于1840年，当时约翰·威廉·德雷伯使用银版照相法对月球进行摄影。哈佛大学天文台科学家乔治·菲利普斯·邦德（George Phillips Bond）和约翰·亚当斯·惠普尔（John Adams Whipple）在1840年7月17日对织女星进行摄影，它成为人类第一颗（除了太阳以外）摄影的恒星，也是使用银版照相法。亨利·德雷伯在1872年8月对织女星摄影的时候，得到了第一张恒星光谱的照片。这也使得他成为第一个展现恒星吸收谱线的人。天文学家已经在太阳的光谱里辨识出类似的光谱线。威廉·哈金斯在1879年利用织女星和类似恒星的光谱照片来辨认一系列在该类恒星里普遍存在的12条“非常强烈的谱线”。後来天文学家辨认出这是氢原子的巴耳麦系谱线。从1943年开始，天文学家将织女星的光谱当成分类其他恒星的标准之一。基本含义
天体摄影用天体物理学诞生于1840年，当时约翰·威廉姆斯·德雷珀用银盘摄影法拍摄了月球。1840年7月17日，哈佛大学天文台的科学家乔治·菲利普斯·邦德(George Phillips Bond)和约翰·亚当斯·惠普尔(John Adams Whipple)拍摄到织女星，成为人类拍摄到的第一颗恒星(除太阳之外)，并且还使用了银盘摄影。当亨利·德雷珀在1872年8月拍摄织女星时，他得到了第一张恒星光谱的照片。这也让他成为第一个展示恒星吸收线的人。天文学家已经在太阳光谱中发现了类似的谱线。1879年，威廉·哈金斯利用织女星和类似恒星的光谱照片，确定了这类恒星中普遍存在的一系列12条“非常强的谱线”。后来，天文学家确定这是氢原子的巴尔末谱系。自1943年以来，天文学家一直将织女星的光谱作为划分其他恒星的标准之一。
当地球围绕太阳旋转时，天文学家可以通过织女星相对于背景恒星的视差来测量织女星和地球之间的距离。历史上第一个公布恒星视差的人是瓦西里·雅可夫列维奇·斯特鲁维，他声称织女星的视差是0.125弧秒(0.125″)，但弗雷德里克·威廉·贝塞尔怀疑斯特鲁维公布的数据。当贝塞尔宣布天鹅座61的视差为0.314”时，斯特鲁维将织女星的视差修正为之前的两倍。这一修改使得斯特鲁维公布的数据更受质疑，因此当时大多数天文学家(包括斯特鲁维)都认为贝塞尔的数据是历史上第一次视差观测。然而，令人惊讶的是，斯特鲁维最初公布的数据实际上非常接近天文学家接受的0.129”的当前值。
在地球上看到的恒星的亮度是用一个标准化的对数标度——视星等来表示的，视星等随着恒星亮度的增加而降低。肉眼可见的最暗恒星的星等为6，而最亮的恒星天狼星的星等为-1.47。为了使这个对数标度标准化，天文学家选择织女星作为所有波长的0级。所以多年来，织女星一直被认为是绝对测光的亮度标尺。但是，这个规律并没有延续到现在。现在，视星等零点一般用特定值的光通量来表示。这种方法对天文学家来说比较容易，因为织女星不可能永远是测量的标准。
Ub测光系统测量恒星通过紫外、蓝、黄滤光片的星等，分别用U、B、V表示。1950年，天文学家用六颗星设定了UBV测光系统的初始平均值，织女星就是其中之一。这六颗星的平均星等定义为:U-B=B-V=0。其实这些恒星的电磁波谱在黄、蓝、紫外部分的量级是一样的。所以织女星在可见光范围(波长范围为350-850纳米，大部分人眼可见)的电磁波谱比较接近，所以光通量密度大致相当，为2000-4000Jy。然而，织女星的光通量密度在红外波段大大降低，约为每5平方毫米100 Gy。
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