天文现象回答了织女星的基本含义。天文学家观察到织女星有过量的红外辐射，说明织女星似乎有一个由尘埃组成的拱盘。这些尘粒可能类似于太阳系的库珀带，是天体在碎片盘中碰撞的结果。

基本含义

天体摄影的天体物理学诞生于1840年，当时约翰威廉姆斯德雷珀用银盘摄影来拍摄月球。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)拍摄了Vega，Vega成为第一颗拍摄的恒星(太阳除外)，还使用了银盘摄影。1872年8月亨利德雷珀拍摄织女星时，得到了第一张恒星光谱照片。这也使他成为第一个展示恒星吸收光谱的人。天文学家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，确定了这类恒星中常见的12条“非常强的谱线”。后来，天文学家将其确定为氢原子的大麦谱系。自1943年以来，天文学家一直将织女星光谱作为其他恒星的分类标准之一。

天文学家可以通过地球绕太阳运行时背景星的视差来测量织女星到地球的距离。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，他声称维加视差为0.125弧秒(0.125英寸)，但是弗里德里希威廉贝赛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英寸时，斯特鲁维将织女星的视差修正为前一个的两倍。这一修正使得斯特鲁维公布的数据更成问题，所以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，最初由斯特鲁维公布的数据实际上非常接近天文学家接受的当前值0.129”。

地球上看到的恒星的亮度用标准对数标度——视在星等来表示，视在星等随着恒星亮度的增加而减小。肉眼可见最暗的恒星是6级星，最亮的恒星天狼星是-1.47。为了标准化这个对数标度，天文学家选择织女星作为所有波长的0星等。因此，织女星多年来一直被视为绝对测光的亮度标尺。但是这个规律一直没有持续到现在，现在视量值的零点一般是用特定值的光流来表示的。这种方法对天文学家来说更容易，因为织女星不能总是作为测量的标准。

UBV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。天文学家在1950年用六颗恒星设定了UBV测光系统的初始平均值，织女星就是其中之一。这六颗恒星的平均星等定义为：U-B=B-V=0。事实上，这些恒星在电磁光谱中的黄色、蓝色和紫外线部分具有相同的星等。所以Vega在可见光范围内(波长范围350-850 nm，大部分人眼都能看到)电磁光谱比较接近，所以光流密度大致相等，为2000-4000Jy。而织女星的光通量密度在红外波段大幅降低，约为每5平方毫米100Jy。