天文現象來解答織女星的基本含義，天文學家觀測到織女星紅外線輻射超量，顯示織女星似乎有塵埃組成的拱星盤。這些塵粒可能類似于太陽系的古柏帶，是巖屑盤中的天體碰撞產生的結果。
基本含義
針對天體攝影的天體攝影術誕生于1840年，當時約翰·威廉·德雷伯使用銀版照相法對月球進行攝影。哈佛大學天文臺科學家喬治·菲利普斯·邦德（George Phillips Bond）和約翰·亞當斯·惠普爾（John Adams Whipple）在1840年7月17日對織女星進行攝影，它成為人類第一顆（除了太陽以外）攝影的恒星，也是使用銀版照相法。亨利·德雷伯在1872年8月對織女星攝影的時候，得到了第一張恒星光譜的照片。這也使得他成為第一個展現恒星吸收譜線的人。天文學家已經在太陽的光譜里辨識出類似的光譜線。威廉·哈金斯在1879年利用織女星和類似恒星的光譜照片來辨認一系列在該類恒星里普遍存在的12條“非常強烈的譜線”。後來天文學家辨認出這是氫原子的巴耳麥系譜線。從1943年開始，天文學家將織女星的光譜當成分類其他恒星的標準之一。
天文學家可以藉由地球環繞太陽公轉時，織女星相對於背景恒星的視差測量出它與地球之間的距離。歷史上首先發表恒星視差的人是瓦西里·雅可夫列維奇·斯特魯維，他宣稱的織女星視差值是0.125弧秒（0.125″），但是弗里德里希·威廉·貝塞爾懷疑斯特魯維發表的數據。當貝塞爾公布恒星系統天鵝座61的視差為0.314″時，斯特魯維把織女星的視差修正為先前的兩倍左右。這次修正使斯特魯維公布的數據更有疑問，因此當時大部分天文學家（包括斯特魯維在內）都認可貝塞爾的數據才是歷史上首次的視差觀測。然而令人吃驚的是，斯特魯維原本公布的數據與當前天文學家接受的數值0.129″其實非常接近。
地球上看到的恒星亮度是使用標準化的對數刻度－視星等來表示，它隨著恒星亮度的增加而減小。肉眼能見的最暗恒星為6等星，而最亮的恒星天狼星星等為-1.47等。為了標準化這個對數刻度，天文學家選擇織女星來作為所有波長的0星等。因此許多年以來，織女星被當作是絕對光度測定的亮度刻度。然而這種規定沒有延續至今，現在視星等的零點普遍使用特定數值的光流量來表示。這種方法對于天文學家來說更加簡便，因為織女星并不能永遠作為度量的標準。
UBV測光系統測量通過紫外、藍和黃色濾光片的恒星星等，并分別使用U、B、V來表示。天文學家在1950年采用六顆恒星來設置UBV測光系統的初始平均值，織女星是其中之一。這六顆恒星的平均星等被定義為：U-B=B-V=0。實際上，這些恒星在黃、藍和紫外部分的電磁光譜的星等都是一樣的。因此織女星在可視的范圍內有相對接近的電磁波譜（波長范圍為350-850納米，人眼大部分都能夠看見），因此光流量密度大致相等，為2000-4000Jy。然而織女星的光流量密度在紅外波段大幅降低，每5平方毫米大約為100Jy。
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