베가

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베가
Vega Spitzer.jpg
스피처 우주 망원경이 적외선 파장대에서 촬영한 베가와 그 주위의 먼지 원반.
위치
별자리 거문고자리
실시등급 +0.03
적경 18h 36m 56.3364s
적위 +38°47' 01.291"
겉보기 성질
거리 25.3 ± 0.1 광년
(7.7561467 파섹)
연주 시차 0.12893
(128.93 ± 0.55 밀리 초각)
형태 A0V (방패자리 델타 변광성으로 간주됨)
물리적 성질
질량 2.11 M
크기 2.26 ~ 2.78 R
밝기 37 ± 3 L
기타 성질
표면온도 9502 ± 180 K
절대등급 +0.58
중원소 함량 -0.5
나이 3.86ㅡ5.72×10^8

겉보기 등급순 별 목록
절대 등급순 별 목록
가까운 별 목록
질량이 큰 별 목록
반지름순 별 목록

베가(Vega, α Lyrae)는 거문고자리의 알파별이며, 거리는 비교적 가까워 지구에서 약 25.3광년 떨어져 있다. 실시등급 0.03등급으로, 밤하늘 전체에서 다섯 번째로 밝은 별이며 북반구 하늘만을 한정할 경우 시리우스, 아크투루스에 이어 세 번째로 밝은 별이다. 또 베가는 빠른 자전(12시간 정도)로 인해 원심력 때문에 계란 모양으로 찌그러져 있다.(이 점에서는 목성과 비슷하다.) 이 별은 태양계에 가까운 행성계를 가지고 있을 가능성이 있다. 베가는 아크투루스, 시리우스, 포말하우트 등과 함께 지구 근처에 있는 항성들 중 눈에 띄게 밝은 별들 중 하나이다.

베가는 연구가 폭넓게 이루어진 별로, '명시적으로 태양 다음으로 밤하늘에 있는 별들 중 가장 중요한 항성'으로 불리기도 한다.[1] 역사적으로 베가는 기원전 1만 2천년 경까지 북극성이었으며, 지구의 세차 운동에 의해 서기 14000년경에는 북극성이 되고, 거리도 24.7광년으로 가까워진다. 알타이르, 데네브여름의 대삼각형을 이룬다.

베가는 태양 다음으로 스펙트럼 사진을 촬영한 천체이며, 시차를 이용해서 거리를 잰 최초의 항성이기도 하다. 베가는 측광학적으로 망원경 눈금 조정의 기준이 되는 별이며, UBV 측광계의 평균값을 결정하는 데 이용되어 왔다.

태양에 비해 베가는 상대적으로 젊고, 태양에 비해 헬륨보다 원자수가 큰 원소들의 함유비가 적다.[2] 베가는 변광성일 가능성이 있는데, 주기성을 띠면서 밝기가 미묘하게 변하는 것으로 보인다.[3] 베가의 자전 속도는 적도에서 초당 274 킬로미터로 매우 빠르게 회전한다. 이 때문에 베가의 적도는 마치 럭비공처럼 부풀어 있는 것으로 추측되며, 적도 부분 광구의 온도는 극지 광구에 비해 온도가 낮으며 밝기 또한 절반 수준에 불과하다. 지구에서 볼 때 베가는 남극 혹은 북극이 우리 시야의 정면을 바라보고 있다. 따라서 밝은 극 지역만이 우리 눈에 보이므로 베가는 실제 밝기에 비해 더 밝게 보인다.[4]

베가 주위에서 적외선의 초과 복사 현상이 관측되었는데, 여기서 베가는 먼지로 이루어진 별주위 원반을 거느리고 있다고 예상할 수 있다. 이 먼지는 베가 주위를 도는 천체 두 개가 서로 충돌하여 거기서 나온 파편들로 이루어진 것으로 보인다. 이는 태양계의 카이퍼 대와 비슷한 모양새이다.[5] 베가처럼 항성 주위에서 적외선 초과 복사가 관측되는 항성들을 베가형 항성이라고 부른다.[6] 베가 주위 원반에서 관측되는 불규칙함을 통해 적어도 한 개의 행성이 존재할 것으로 보이며, 이 행성의 질량은 대략 목성 정도로 보인다.[7][8]

관측 역사[편집]

천체사진술(천체의 모습을 사진으로 담는 기술)의 시작은 1840년 존 윌리엄 드레이퍼을 찍어 은판사진으로 남긴 사건이다. 1850년 7월 17일 베가는 태양을 제외하고 항성들 중 첫 번째로 사진 촬영의 대상물이 되었다. 윌리엄 본드와 존 애덤스 휘플이 베가를 촬영했으며, 역시 은판사진으로 자료를 남겼다. [9][10][11] 1872년 드레이퍼는 베가의 사진을 찍으면서 별의 스펙트럼을 얻었고, 이를 통해 그는 항성 스펙트럼에 흡수선이 있음을 최초로 밝혀냈다.[12] (물론 태양의 스펙트럼에 흡수선이 있음은 이전에 이미 밝혀진 바가 있다)[13] 1879년 윌리엄 허긴스는 베가 및 비슷한 별들의 스펙트럼 사진을 이용하여, 이들 부류가 공통적으로 지니고 있는 12개의 ‘매우 강한 분광선들’을 알아냈다. 이후 이들 분광선은 수소 발머계열로부터 비롯된 것으로 밝혀진다.[14]

지구에서 베가까지의 거리는 뒷배경의 별들에 대해 베가가 움직이는, 시차를 통해 알아낼 수 있다. 최초로 항성의 시차를 공표한 사람은 프리드리히 게오르그 빌헬름 폰 스트루베로, 그는 베가의 시차를 0.125 초각이라고 발표했다.[15] 그러나 프리드리히 베셀백조자리 61의 시차를 0.314 초각으로 측정한 뒤, 베가의 시차가 원래 값의 거의 두 배로 잘못 측정되었다는 의심을 품었다. 이에 스트루베는 원래 베가의 시차값을 두 배로 늘려 수정했으나, 이로 인해 그의 자료에 대한 천문학계의 불신감은 커졌다. 이후 베셀의 시차 자료는 출판되었으며, 스트루베를 포함한 당시 대부분의 천문학자들은 이 자료값을 신뢰했다. 그러나, 놀랍게도 애초에 스트루베가 처음으로 쟀던 베가의 시차는 현재 기술로 정교하게 측정된 시차값과 거의 차이가 나지 않는다.[16][17]

지구에서 보았을 때의 항성 밝기는 표준화된 로그 자를 이용하여 측정이 가능하다. 값은 겉보기 등급으로 표시하며, 밝아질수록 숫자는 작아진다. 사람의 맨눈으로 볼 수 있는 가장 어두운 별은 +6 수준이며, 눈에 보이는 가장 밝은 항성(태양 제외)은 시리우스로 그 값은 -1.47이다. 겉보기 등급 척도를 표준화할 목적으로, 천문학자들은 모든 파장에서 0등급을 대표하는 항성으로 베가를 선택했다. 따라서 오랜 기간에 걸쳐 베가는 항성의 밝기를 재는 기준점 역할을 해 왔다.[18] 그러나 지금은 겉보기 등급 0을 특정 수치의 플럭스로 정의하고 있기 때문에 더 이상 베가를 밝기의 기준으로 쓰지 않는다. 플럭스 값을 이용하는 것은 베가의 밝기를 사용하는 것보다 편리한데, 그 이유는 밤하늘에서 언제나 베가를 관측할 수 있는 것은 아니기 때문이다.[19]

UBV 측광계는 자외선, 청색, 황색 필터를 통해 U, B, V 값을 산출하여 항성의 밝기를 측정한다. 베가는 6개의 A0 V 항성들 중 하나로, 1950년대에 측광계가 최초로 도입되었을 때 초기 평균값을 설정하는 용도로 사용되었다. 이들 여섯 항성들의 평균 등급은 다음과 같이 정의할 수 있었다.

  • U - B = B - V = 0

실제로 이들 여섯의 겉보기 등급은 전자기 스펙트럼상 황색, 청색, 자외선 부분에서 모두 같다.[20] 베가는 가시광선 영역(이 영역의 대부분은 인간의 눈으로 볼 수 있다)인 350 ~ 850 나노미터 파장대에서 상대적으로 밋밋한 전자기 스펙트럼을 지니고 있기 때문에 플럭스 밀도는 2,000 ~ 4,000 잰스키로 거의 일정하다.[21] 그러나 베가의 플럭스 밀도는 적외선 영역에서 급격하게 떨어지며, 그 값은 5 마이크로미터에서 100 잰스키 정도이다.[22]

1930년대 측광 장치로 베가의 밝기를 재었을 때, 이 별의 겉보기 등급은 ±0.03 진폭으로 변하는 것처럼 보였다. 이 정도 밝기 변화는 당시 관측 기기의 성능으로 식별 가능한 한계 수준이었기 때문에 베가의 밝기에 대해서 논란이 있었다. 이후 1981년 데이비스 던랩 천문대에서 베가의 밝기를 다시 쟀으며, 미묘한 밝기 변화가 있음을 알아냈다. 여기서 베가는 방패자리 델타형 변광성과 비슷한, 약한 진폭의 간헐적인 맥동 현상을 보여 준다고 추측하게 되었다.[23] 방패자리 델타형 변광성은 항성들이 서로 가까이 붙어 있어서 주기적으로 항성의 밝기가 요동치는 부류를 일컫는다.[24] 던랩 천문대는 베가를 관측한 결과 이 변광성 부류의 성질을 발견했으나, 다른 관측자들은 그러한 징후를 발견하지 못했다. 따라서 베가의 밝기 변화는 관측 기구의 체계적 오류로 인한 결과일 가능성이 있다.[3][25]

1983년 베가는 항성 주위에 먼지 원반이 둘리어 있는 최초의 사례가 되었다. IRAS가 항성 주위에서 적외선 초과 현상을 발견했고 이는 항성 주위에 있는 먼지가 베가의 열로 데워져 나타나는 현상으로 추측되었다.[26]

가시성[편집]

베가는 북반구 중위도의 국가들에서, 여름 밤하늘 천정 근처에 자리잡고 있다.[27] 남반구 중위도 국가에서 겨울 동안 베가는 북쪽 지평선 낮은 곳에서 보인다. 베가의 적위는 +38.78°로 남반구 51도 이하에서는 보이지 않는다. 북반구 51도 이상에서 베가는 주극성으로 보이게 된다. 7월 1일 경 베가는 자오선을 통과하며 이때 한밤에 천정에서 볼 수 있다.[28]

여름의 대삼각형.

베가는 여름의 대삼각형의 꼭지점 중 하나이다. 베가를 제외한 나머지 구성원들은 독수리자리알타이르, 백조자리의 1등성 별 데네브이다.[27] 셋을 이으면 대충 이등변삼각형 형상이 나온다. 여름의 대삼각형은 근처에 밝은 별이 없기 때문에 북반구 하늘에서 쉽게 인지가 가능하다.[29]

거문고자리 유성우는 4월 21 ~ 22일 사이에 가장 활발히 관측되는 강렬한 유성우이다. 작은 운석이 지구 대기에 빠른 속도로 돌입하면 운석은 증발하면서 밝은 빛을 꼬리처럼 늘어뜨린다. 유성우가 일어나는 중 다수의 운석들은 한 방향에서 오는 것처럼 보인다. 거문고자리 유성우의 경우도 마치 베가가 있는 곳에서 날아오는 것처럼 보이므로 거문고자리 알파 유성우(거문고자리 알파는 베가를 바이어 기호로 부른 것이다)로 불리기도 한다. 그러나 이들은 실제로 혜성 C/1861 G1 대처에서 떨어져 나온 물질들이 지구를 향해 날아오는 것에 불과하며, 베가와는 아무 관련이 없다.[30]

물리적 특징[편집]

베가의 분광형은 A0V로, 푸른 빛을 약하게 띠는 흰색 주계열성이다. 따라서 베가는 중심핵에서 수소를 태워 헬륨으로 치환하는 단계에 있다. 질량이 큰 별들은 가벼운 별들보다 수소를 빠르게 소비하기 때문에, 베가의 수명은 태양의 10분의 1에 불과한 10억 년 정도이다.[31] 베가의 현재 나이는 3억 8600만 년에서 5억 1100만 년 사이로 보고 있으며, 후자의 경우 베가는 이미 수명의 절반을 넘긴 셈이 된다. 주계열 단계를 떠난 후 베가는 M 분광형의 적색 거성으로 진화하면서 대부분의 질량을 항성풍의 형태로 날려 보낸 뒤, 백색 왜성으로 일생을 마칠 것이다. 현재 베가는 태양보다 두 배 많은 질량[4]을 지니고 있으며, 밝기는 태양의 37배에 이른다. 베가가 변광성이라면, 방패자리 델타형 변광성으로 분류할 수 있으며, 변광 주기는 0.107일이 될 것이다.[28]

베가에서 방출되는 에너지의 대부분은 CNO 순환 과정을 통해 생산된다. CNO 순환 작용은 양성자탄소, 산소, 질소촉매로 이용하면서 헬륨 원자핵을 형성하는 과정이다. 이 작용이 일어나기 위해서는 중심핵의 온도가 1천 6백만 켈빈은 되어야 한다.(우리 태양의 중심부 온도는 1천만 켈빈이다) 그러나 CNO 순환 작용은 태양 중심핵에서 일어나는 양성자-양성자 연쇄 반응보다 효율적으로 수소를 태운다. CNO 순환 작용은 온도에 매우 민감하며, 중심핵 부분에서 이 작용을 통해 수소를 태우고 남은 헬륨의 재는 대류층을 통해 중심핵 부분에 골고루 퍼진다.[32] 중심핵 위를 둘러싼 복사층복사열적 평형 상태에 있는데, 이는 태양과는 반대 구조이다. 태양은 중심핵 부분이 복사층이며 복사층을 대류층이 둘러싸고 있다.[33][34]

베가의 에너지 플럭스는 5480 Å에서 3650잰스키로, 오차범위는 2퍼센트이다.[35] 베가의 스펙트럼에서는 수소 흡수선이 뚜렷한데, 특히 주양자수 2의 전자를 포함한 수소 발머계열이 더욱 강하게 나타난다.[36][37] 다른 원소들의 선은 상대적으로 약하지만, 이온화마그네슘, , 크롬의 선이 발견된다.[38] 베가에서는 엑스선이 매우 적게 방출되는데, 여기서 베가는 코로나가 매우 약하거나 거의 없음을 알 수 있다.[39]

자전[편집]

간섭계를 이용하여 베가의 반지름을 정확히 잰 결과, 태양 반경의 약 2.73 ± 0.01배였다. 이는 같은 A형 주계열성인 시리우스보다 60퍼센트 정도 더 큰 값인데, 항성 모형에 따르면 베가의 크기는 시리우스보다 12퍼센트 정도 커야 정상이므로 모순되는 결과이다. 그러나 만약 베가가 빠르게 자전하고 있으며 우리가 베가의 북극 또는 남극을 정면으로 바라보고 있다고 가정할 경우 의문점은 해결된다. CHARA 어래이로 2005년에서 2006년에 걸쳐 관측한 결과 이 추측은 사실임이 입증되었다.[40]

베가(좌측)와 태양(우측)의 크기 비교.

베가의 북극 자전축은 지구에서 바라보는 시선 방향과 최대 5도 이상 차이나지 않는다. 베가의 적도 자전 속도는 1초에 274킬로미터로 한 바퀴 도는 데에 12.5시간밖에 걸리지 않는다. 이는 우리 태양의 자전 속도와 비교할 때 50배나 빠른 값이다.[4] 이는 항성이 산산조각나는 속도의 93퍼센트에 이르는 값이다. 이렇게 빠르게 돌기 때문에 베가의 적도는 타원체 모양으로 부풀어 올라 있으며, 적도 반경은 극반지름보다 23퍼센트 더 크다. 여기서 베가의 극반지름은 태양의 2.26 ± 0.02배이며, 적도 반지름은 태양의 2.78 ± 0.02배이다.[40] 지구에서 볼 때는 적도 반지름 크기로 베가가 보이게 된다.

극에서의 중력 가속이 적도보다 크기 때문에, 폰 지펠 이론에 의거할 때, 베가의 극은 적도보다 밝다. 밝기의 차이로 인해 항성 표면의 유효 온도도 달라진다. 극에서는 1만 켈빈 정도이며 적도는 그보다 훨씬 낮아서 7,600 켈빈 수준에 불과하다.[4] 따라서 만약 베가가 지금과는 달리 적도 방향이 우리 시선을 향해 놓여 있을 경우 밝기는 지금의 약 절반 수준으로 떨어져 보일 것이다.[1][41] 이처럼 극과 적도 온도차가 많이 나기 때문에 강력한 주연 감광 효과가 발생한다. 이 때문에 베가를 극에서 볼 경우 보통의 둥근 항성보다 테두리가 더 어둡게 보일 것이다. 온도 그래디언트를 통해 베가는 적도 부분에 대류층이 있으며,[40][42] 나머지 부분은 거의 대부분이 순수한 복사층으로 이루어져 있을 것으로 보인다.[43]

만약 베가가 천천히 자전하는, 구에 가까운 모양을 가지는, 태양 밝기의 57배로 빛나는 항성이라고 가정할 경우, 이 정도 밝기는 베가 질량 정도의 다른 별과 비교할 때 너무 밝은 값이다. 베가가 빠르게 자전할 경우 이 모순은 해결된다. 베가의 실제 밝기는 태양의 37배 수준이다.[40]

베가는 예전부터 망원경 눈금 조정의 기준이 되는 별이었다. 최근 베가 자전축과 시선 방향의 차이 및 자전 속도가 더욱 자세히 알려졌으며 이를 통해 관측 기구 눈금 조정을 더욱 정교하게 행할 수 있게 되었다.[44]

구성 성분[편집]

천문학자들은 헬륨보다 많은 원자수를 지닌 원소들을 ‘금속’이라고 부른다. 베가 상층 대기의 중원소 함량은 태양의 32퍼센트 수준에 불과하다.[45] 반면 비슷한 분광형의 시리우스는 태양보다 중원소가 세 배나 많다. 구체적으로 태양의 중원소 함유비는 다음과 같이 표현한다. ZSol = 0.0172 ± 0.002[46] 이를 베가의 경우에 대입하면, 베가의 전체 질량 중 헬륨보다 무거운 원소가 차지하는 비율은 단지 0.54 퍼센트에 불과하다는 것을 알 수 있다.

이처럼 중원소의 비율이 미미하기 때문에 베가를 목동자리 람다형 항성으로 부르기도 한다.[47][48] 분광형 A0 ~ F0 항성들이 보여주는 이와 같은 분광상의 특이한 점의 원인은 확실하지 않다. 이런 화학적 특이함이 나타나는 원인은 질량 손실 또는 확산 때문일 가능성이 있다.(다만 항성 진화 모형에서는 해당 과정은 주계열성 단계의 말미에 발생하는 것으로 설명한다) 또 다른 원인으로 제기된 가설로, 베가는 애초부터 중원소가 부족한 성간 물질에서 탄생했다는 것이 있다.[49]

베가 대기에서 보이는, 수소에 대한 헬륨의 비율은 0.030 ± 0.005로 이는 태양보다 40퍼센트 정도 작은 값이다. 이는 표면 근처에 헬륨 대류층이 없기 때문으로 보인다. 에너지의 전달은 복사 과정을 통해 이루어지는데 이것이 구성 원소 함량의 비정상적인 비율(확산을 통해 이루어짐)의 원인일 수 있다.[50]

운동[편집]

베가의 적색 편이값은 -13.9 ± 0.9 km/s이다.[51] 마이너스 부호는 천체가 지구를 향해 가까워지고 있다는 의미이다.

베가가 시선 방향에 대해 이동하면서 우리 눈에는 뒷배경 별들에 대비할 때 위치가 변한 것처럼 보이게 된다. 베가의 위치를 정교하게 측정하면 고유 운동으로 부르는, 항성의 각운동값을 알 수 있다. 베가의 고유 운동량은 적경값으로 연간 202.03 ± 0.63 밀리초각, 적위값으로 연간 287.47 ± 0.54 밀리초각이다.[52] 베가의 순고유운동량은 327.78 밀리초각/년이며,[53] 여기에 의거하면 베가는 11,000년마다 약 1도만큼 천구 위를 이동하게 된다.

지구 근처 밝은 별들의 향후 겉보기 등급의 변화 추이를 그래프로 나타낸 것. 밝기가 올라갈수록 지구와 가까워진다고 볼 수 있다. 베가(Wega, 빨강색 선)는 천천히 지구를 향해 다가오고 있다.

은하좌표에서 베가의 우주속도 요소는 U = -13.9 ± 0.9, V = -6.3 ± 0.8 , W = -7.7 ± 0.3으로, 여기서 순우주속도는 17 km/s가 나온다.[54] 이 속도(태양 방향)의 방사 성분은 -13.9 km/s이며, 횡단 속도는 9.9 km/s이다. 현재 시점에서 베가는 밤하늘에서 다섯 번째로 밝지만, 고유 운동값에 의거하여 천천히 태양 쪽을 향해 다가옴을 알 수 있으며, 따라서 베가의 밝기는 점점 상승할 것이다.[55] 베가는 약 21만 년 후 밤하늘에서 가장 밝은 별이 될 것이며, 약 29만 년 후 -0.81까지 밝아질 것이다. 베가는 이후 약 27만 년 동안 밤하늘에서 가장 밝은 별의 위치를 차지할 것이다.[56]

베가의 운동학적 속성에 의거하면 카스토르 이동성군에 속해 있는 것으로 보인다. 이 성군은 약 16개의 별로 구성되어 있으며, 주요 구성원으로는 세페우스자리 알파, 카스토르, 포말하우트, 베가가 있다. 이 성군의 모든 구성원들은 비슷한 우주 속도를 보이면서 움직이고 있다. 이동성군의 구성원들을 통해 이들이 같은 장소에서 함께 태어났으며 중력적으로 서로의 속박을 벗어 버린 후 지금까지 꾸준히 우주 공간을 움직여 왔음을 추측할 수 있다.[57] 카스토르 이동성군의 예상 나이는 1억 ~ 3억 살 정도이며 구성원들의 평균 우주 속도는 16.5 km/s이다.[58][54]

행성계[편집]

적외선 초과[편집]

적외선 천문 위성(IRAS)의 탐사 결과 베가에서 잉여의 적외선 플럭스가 흘러나오고 있음이 밝혀졌는데, 이는 종전 항성 주위에 아무것도 없을 것이라는 예상을 깨는 결과였다. 이 초과분은 25, 60, 100 마이크로미터 파장에서 검출되었으며, 항성을 중심으로 하여 시지름 10초각 주변에서 발산되고 있었다. 베가와 지구 사이 거리를 고려하면 10초각의 실제 크기는 약 80 천문단위로, 태양과 지구 사이 거리의 80배에 해당하는 거리이다. 이 적외선 복사의 정체는 밀리미터 단위 크기의 입자로 이루어진 물질들에서 나오는 것이라는 주장이 제기되었다. 밀리미터 단위보다 작은 입자들은 포인팅-로버트슨 효과에 의해 항성으로 끌려들어가거나 혹은 항성의 복사압에 의해 불려나가 버릴 것이기 때문이다.[59] 여기서 포인팅-로버트슨 효과는 항성의 복사압이 천체의 공전 운동을 거슬러 점차 항성 쪽으로 천체를 나선 형태를 그리면서 '떨어지게' 만드는 것을 의미한다. 이 효과는 항성에 가까우면서 크기가 작은 입자들일수록 더욱 강하게 나타난다.[60]

이후 193 마이크로미터 영역에서 베가를 계속 관측한 결과 예상한 플럭스보다 낮은 수치의 값이 나왔으며 이를 통해 항성주위 먼지입자 크기는 100 마이크로미터 이하임을 알게 되었다. 이 정도 크기의 먼지가 지속적으로 항성 주위를 돌려면 먼지 물질이 생겨나서 보충되는 모종의 작용이 지속적으로 일어나야 한다. 이 ‘모종의 작용'이 무엇인가에 대해 제기되었던 가설 중 하나는, 먼지 물질들은 서로 뭉쳐 행성을 형성하는 과정에 있다는 것이었다.[59] 베가 주변에 먼지가 둘려 있는 것을 설명하는 모형에 의하면, 원반의 반지름은 항성의 북극에서 아래를 쳐다볼 경우 120 천문단위가 된다. 여기에 원반의 중심부에는 먼지 물질들이 씻겨나가고 없는데, 그 ‘구멍’의 반지름은 80 천문단위에 약간 못 미친다.[61]

베가 주변에서 적외선 초과 현상을 발견한 뒤, 다른 별들 주위에도 비슷한 구조가 형성되어 있음이 연달아 발견되었다. 2002년 기준으로 400개 정도의 별이 베가와 비슷한 행성계 구조를 갖고 있음이 밝혀졌으며 이들은 ‘베가형’ 또는 ‘베가-초과형’ 항성으로 불린다. 이들은 태양계가 처음 태어났을 때 어떤 모습이었는지에 대한 단서를 제공하고 있다.[6]

먼지 원반[편집]

베가 주위를 돌고 있는 가상의 질량 큰 천체 둘이 서로 부딪혀, 베가 주위를 도는 먼지 물질들을 만들어내고 있다. 천체 예술가의 상상도.

2005년까지 스피처 우주 망원경은 베가 주위에 형성된 먼지 원반의 고해상도 적외선 사진을 촬영해 왔다. 먼지 원반은 24 마이크로미터 영역에서 330 천문단위, 70 마이크로미터 영역에서 543 천문단위, 160 마이크로미터 영역에서 815 천문단위까지 펼쳐져 있었다. 이처럼 예상보다 훨씬 더 광범위하게 펼쳐져 있는 베가의 원반 물질 크기는 1 ~ 50 마이크로미터까지 다양했으며, 원반은 포말하우트처럼 한 쪽으로 쏠려 있지 않았고 원형의 가지런한 모습을 보이고 있었다. 원반 물질의 총 질량은 지구 질량의 3×10^-3배이다. 태양 주변 카이퍼 대와 비슷한 밀도의 소행성 천체들끼리 부딪혀 먼지 물질이 생겨난 것으로 보고 있다. 따라서, 베가 주변의 먼지는 종전 예상과는 달리 원시 행성계 원반이 아닌 먼지 원반의 물질로부터 생겨났을 가능성이 크다.[5]

먼지 원반의 안쪽 한계 거리는 항성으로부터 약 70 천문단위이다. 이 원반은 바깥쪽에 있는 큰 천체들끼리 부딪혀 생긴 파편들이 항성의 복사압에 밀려나가 형성된다. 그러나 항성 생성 초기부터 이 먼지 원반이 있었다고 가정할 경우, 현재 남아 있는 양을 고려하면 태초의 먼지 원반 물질의 질량은 목성의 수백배는 되었을 것이라는 계산이 나온다. 따라서 먼지 원반은 비교적 최근에, 그것도 중간 정도 또는 좀 큰 질량을 지닌 혜성 또는 소행성이 자기보다 좀 더 작은 천체들과 부딪혀서 생긴 것으로 추측하고 있다. 먼지 원반은 항성의 나이에 비할 때 상대적으로 젊을 가능성이 크며, 추가적인 충돌로 인해 먼지 물질이 공급되지 않을 경우 언젠가는 항성풍에 의해 모두 불려 나갈 것이다.[5]

2006년 윌슨 산 천문대차라 어레이 망원경을 통해 관측한 결과, 베가에서 가까운 곳에 먼지의 띠가 추가적으로 존재하는 것으로 드러났다. 위치는 항성에서 8 천문단위 이내로 이 먼지 물질은 항성계의 동역학적 섭동의 증거인 것으로 보인다.[62] 이 먼지 원반은 혜성이나 운석의 극심한 폭격으로 인해 생겨났을 가능성이 있으며, 행성계가 생겨나는 증거일 수도 있다.[63]

행성의 존재 여부[편집]

1997년 제임스 클라크 맥스웰 망원경의 관측 결과 베가의 북동쪽 70 천문단위 부근에 ‘길쭉한 형태의 밝은 영역’이 있다고 했다. 이는 외계 행성에 의해 먼지 원반이 뒤틀린 것이거나 또는 먼지에 둘러싸인 천체가 항성을 공전하는 것일 가능성임이 제기되었다. 그러나 켁 망원경이 찍은 사진을 통해 겉보기 등급 16 이하의 천체(이는 목성질량 12배 이상 천체임)는 베가 주위에 없음을 밝혀냈다.[64] 하와이 소재 조인트 애스트로노미 센터와 UCLA의 천문학자들은 켁 망원경의 사진은 베가 주위에서 행성이 생겨나는 것을 증명하는 것이라고 주장했다.[65]

베가 주위 행성의 존재는 아직까지 제대로 입증되지 않았다. 2002년 논문에서 문제의 ‘덩어리’는 목성 정도 질량을 지닌 행성이 이심률 큰 궤도를 그리며 돌고 있는 것이라고 서술되어 있다.[7]

2003년 이러한 덩어리는 해왕성 질량 정도 되는 천체가 40 ~ 65 천문단위 거리에서 5600만년의 시간에 걸쳐 이동해 왔기 때문에 생긴 것이라는 가설이 등장했다.[8] 이 가상 행성의 궤도 크기로 미루어 보아 보다 베가에 가까운 곳에 암석 행성이 생겨날 여유 공간이 있었다. 해당 행성이 항성 쪽으로 움직인 원인으로 이 행성보다 항성에 가까운 곳에 있는, 질량이 더 큰 미지의 행성이 중력적 상호 작용을 일으켰기 때문일 가능성이 있다.[66]

2005년 하와이 소재 스바루 망원경에 있는 코로나그래프를 이용, 천문학자들은 베가 주위를 도는 행성의 질량이 목성의 5 ~ 10배를 넘지는 않는다고 결론지었다.[67] 행성을 직접 관측하지는 못했으나, 행성이 존재할 가능성은 아직까지 배제되지 않고 있는 상황이다. 따라서 행성의 정체는 보다 항성에 가까운 곳을 돌고 있는 암석 행성일 가능성이 있다. 베가 주변에 펼쳐져 있는 원반의 경사각은 베가의 적도와 거의 일치한다.[68] 베가 주변을 돌고 있는 가상 행성에서 누군가가 하늘을 바라본다면, 태양은 비둘기자리에서 4.3 등급의 밝기로 어둡게 빛날 것이다.[69]

이름의 유래 및 문화적 특기사항[편집]

지구가 자전하기 때문에 별들은 천구를 가로지르는 것처럼 우리 눈에 보이게 된다. 그런데 어떤 별이 지구의 자전축과 나란한 방향에 놓여 있을 경우 그 별은 하늘에서 움직이지 않는 것처럼 보일 것이고, 이 별을 극성이라고 부른다. 지구의 자전축 방향은 시간이 지나면서 서서히 바뀌는데, 이를 세차 운동이라고 한다. 세차 운동의 1주기는 25,770년인데,[70] 이 기간동안 자전축의 양 극점은 천구 위에 둥근 모양의 길을 그리게 된다. 이 길은 근처에 있는 여러 밝은 별들 근처를 지나가게 되는데, 이 별들과 가깝게 또는 거의 일치하는 순간 지구에 거주하는 사람들은 그 별을 극성으로 인식하게 된다. 현 시점에서 극성은 폴라리스인데, 기원전 1만 2천 년 전만 해도 천구 북극은 베가로부터 불과 5도도 떨어져 있지 않았다. 서기 14000년 경 북극점은 다시 베가 근처에 접근하게 될 것이다.[71] 베가는 북극성의 후보가 될 수 있는 별들 중 가장 밝다.[11]

북부 폴리네시아 원주민들은 베가를 '웨투 오 테 타우'라고 불렀는데 이는 '1년의 별'이라는 뜻이다. 오랫동안 이 지역 주민들은 한 해의 농사를 시작할 무렵을 새로운 해가 시작하는 것이라고 여겼으며, 그 시작을 상징하는 별이 베가라고 생각했다. 이후 플레이아데스 성단이 베가의 자리를 대신하게 되었다.[72]

고대 아시리아 사람들은 베가를 '다얀-사메'라고 불렀는데 이는 '하늘의 심판자'라는 뜻이다. 고대 아카드 사람들은 '티르-안나'로 불렀으며 이는 '하늘의 생명'이라는 뜻이다. 바빌로니아 시대의 천문 기록에 따르면 베가는 '딜간'이라는 이름이 붙은 여러 별들 중 하나였다. 여기서 '딜간'은 '빛의 전령'이라는 뜻이다. 고대 그리스 사람들은 그리스 신화상의 오르페우스가 들고 있는 하프 부분을 거문고자리라고 불렀으며, 여기서 베가는 손잡이 부분에 해당된다.[73] 로마 제국에서는 베가가 지평선 아래로 내려가 보이지 않게 되는 시점을 가을이 시작되는 때로 인식했다.[11]

중국에는 견우[牛郎]가 천제(天帝)의 벌을 받아 은하수를 사이에 두고 사랑하는 직녀(織女, 베가)와 떨어져 살다가, 일년 중 단 하루 칠월칠석(음력 7월 7일)에 까마귀와 까치가 놓아 주는 오작교 위에서 잠깐이나마 만난다는 전설이 전해 내려온다. 직녀성이라는 이름은 여기서 유래한 것이다.[74] 일본의 타나바타 축제는 이 전설에 기초하여 열린다.[75] 조로아스터교에서 베가는 가끔 하급 신(神) 바난트를 상징하기도 했다. 여기서 바난트는 '정복자'라는 뜻이다.[76]

서구권에서 가장 많이 불리는 이름 베가(초창기에는 Wega였다가 Vega로 바뀜)[11]아랍어 단어 '와키'에서 왔는데 이는 '추락' 또는 '착륙'이라는 뜻이다. '와키'는 좀 더 긴 어구인 '안-나스르 알-와키'(النسر الواقع)에서 따 온 말로, 어구의 뜻은 '내려앉은 검은 독수리'이다.[77] 고대 이집트 사람들은 거문고자리를 검은 독수리 형상으로 인식했으며[78] 고대 인도 사람들도 이를 검은 독수리 또는 독수리로 생각했다.[79][80] '베가' 이름이 서구 유럽 기록에 최초로 등장한 것은 알폰소 10세가 1215 ~ 1270년 사이 만든 알폰소 목록에서였다.[11][81]

중세의 점성학자들은 베가를 베헤니언 붙박이별 중 하나로 취급했으며[82] 귀감람석(貴橄欖石) 및 윈터 세이보리(winter savory)와 연관지었다. 아그리파 폰 네테스하임은 자신의 카발라 문양 Agrippa1531 Vulturcadens.pngVultur cadens라는 단어 아래에 배치시켰는데, 단어의 뜻은 베가의 아랍어 이름 의미를 라틴어로 직역한 것이다.[83] 중세시대에 작성된 항성 목록에는 베가를 '바기'(Waghi), '바기에'(Vagieh), '베카'(Veka)로 적기도 했다.[84]

제너럴 모터스는 1971년 베가의 이름을 따 쉐보레 베가 모델을 출시했는데, 이는 자동차가 항성의 이름을 차용한 최초의 사례이다.[85] 유럽 우주국이 쏘아 올린 베가 로켓과 1927년 록히드 사가 출시한 록히드 베가 기체도 베가의 이름을 빌려 온 사례이다.[86][87]

같이 보기[편집]

주석[편집]

  1. Gulliver, Hill, Austin F., Graham; Adelman, Saul J.. 베가: 빠르게 도는, 극이 지구를 향해 있는 항성. 《The Astrophysical Journal》 429 (2): L81–L84. doi:10.1086/187418.
  2. Kinman, T., Castelli, F.. The determination of Teff for metal-poor A-type stars using V and 2MASS J, H and K magnitudes. 《Astronomy and Astrophysics》 391: 1039–1052. doi:10.1051/0004-6361:20020806.
  3. I.A., Vasil'yev; Merezhin, V. P.; Nalimov, V. N.; Novosyolov, V. A. (1989-03-17). On the Variability of Vega. Commission 27 of the I.A.U..
  4. Peterson, D. M., Hummel, C. A.; Pauls, T. A.; Armstrong, J. T.; Benson, J. A.; Gilbreath, G. C.; Hindsley, R. B.; Hutter, D. J.; Johnston, K. J.; Mozurkewich, D.; Schmitt, H. R.. 베가는 빠르게 자전하는 항성이다(Vega is a rapidly rotating star). 《Nature》 440 (7086): 896-899. 2007년 10월 29일에 확인.
  5. Su, K. Y. L. et al. [http://www.journals.uchicago.edu/doi/full/10.1086/430819 =2007-11-02 The Vega Debris Disk: A Surprise from Spitzer]. 《The Astrophysical Journal》 628 (1): 487–500. doi:10.1086/430819.
  6. Song, Inseok, Weinberger, A. J.; Becklin, E. E.; Zuckerman, B.; Chen, C.. [http://adsabs.harvard.edu/abs/2002AJ....124..514S =2007-11-10 M-Type Vega-like Stars]. 《The Astronomical Journal》 124 (1): 514–518. doi:10.1086/341164.
  7. Wilner, D., Holman, M.; Kuchner, M.; Ho, P.T.P.. [http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...569L.115W =2007-10-30 Structure in the Dusty Debris around Vega]. 《The Astrophysical Journal》 569: L115–L119. doi:10.1086/340691.
  8. Wyatt, M.. [http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...598.1321W =2007-10-30 Resonant Trapping of Planetesimals by Planet Migration: Debris Disk Clumps and Vega's Similarity to the Solar System]. 《The Astrophysical Journal》 598: 1321–1340. doi:10.1086/379064.
  9. M. Susan, Barger, White, William B. (2000). 《The Daguerreotype: Nineteenth-Century Technology and Modern Science》. JHU Press. ISBN 0801864585
  10. Edward S., Holden, Campbell, W. W.. Photographs of Venus, Mercury and Alpha Lyræ in Daylight.. 《Publications of the Astronomical Society of the Pacific》 2 (10): 249–250. doi:10.1086/120156.
  11. Richard Hinckley, Allen (1963). 《Star Names: Their Lore and Meaning》. Courier Dover Publications. ISBN 0486210790
  12. George F., Barker. On the Henry Draper Memorial Photographs of Stellar Spectra. 《Proceedings of the American Philosophical Society》 24: 166–172.
  13. Spectroscopy and the Birth of Astrophysics. American Institute of Physics.
  14. Klaus, Hentschel (2002). 《Mapping the Spectrum: Techniques of Visual Representation in Research and Teaching》. Oxford University Press. ISBN 0198509537
  15. Arthur, Berry (1899). 《A Short History of Astronomy》. New York: Charles Scribner's Sons
  16. Suzanne, Débarbat (1988). 〈The First Successful Attempts to Determine Stellar Parallaxes in the Light of the Bessel/Struve Correspondances〉, 《Mapping the Sky: Past Heritage and Future Directions》. Springer. ISBN 9027728100
  17. Anonymous (2007년 6월 28일). The First Parallax Measurements. Astroprof.
  18. Robert A., Garfinkle (1997). 《Star-Hopping: Your Visa to Viewing the Universe》. Cambridge University Press. ISBN 0521598893
  19. A. L., Cochran. Spectrophotometry with a self-scanned silicon photodiode array. II - Secondary standard stars. 《Astrophysical Journal Supplement Series》 45: 83–96. doi:10.1086/190708.
  20. H. L., Johnson, Morgan, W. W.. Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas. 《Astrophysical Journal》 117: 313–352. doi:10.1086/145697.
  21. J., Walsh (2002년 3월 6일). Alpha Lyrae (HR7001). 《Optical and UV Spectrophotometric Standard Stars》. ESO.—flux versus wavelength for Vega.
  22. Richard G., McMahon (2005년 11월 23일). Notes on Vega and magnitudes (Text). University of Cambridge.
  23. J. D., Fernie. On the variability of VEGA. 《Astronomical Society of the Pacific》 93: 333–337. doi:10.1086/130834.
  24. A. Gautschy, H. Saio. Stellar Pulsations Across The HR Diagram: Part 1. 《Annual Review of Astronomy and Astrophysics》 33: 75–114. doi:10.1146/annurev.aa.33.090195.000451.
  25. D. S., Hayes. 《Stellar absolute fluxes and energy distributions from 0.32 to 4.0 microns》. Como, Italy: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co., pp. 225–252쪽
  26. Paul E., Harvey, Wilking, Bruce A.; Joy, Marshall. On the far-infrared excess of Vega. 《Nature》 307: 441–442. doi:10.1038/307441a0.
  27. Jay M., Pasachoff (2000). 《A Field Guide to Stars and Planets》, Fourth edition, Houghton Mifflin Field Guides. ISBN 0395934311
  28. Fernie, J. D.. On the variability of VEGA. 《Astronomical Society of the Pacific》 93 (2): 333–337. doi:10.1086/130834.
  29. Arthur R., Upgren (1998). 《Night Has a Thousand Eyes: A Naked-Eye Guide to the Sky, Its Science, and Lore》. Basic Books. ISBN 0306457903
  30. T. R., Arter, Williams, I. P.. The mean orbit of the April Lyrids. 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 289 (3): 721–728.
  31. Mengel, J. G., Demarque, P.; Sweigart, A. V.; Gross, P. G.. 영년 주계열에서의 항성 진화과정(Stellar evolution from the zero-age main sequence). 《Astrophysical Journal Supplement Series》 40: 733-791. 2007년 11월 5일에 확인.
  32. Browning, Matthew, Brun, Allan Sacha; Toomre, Juri. 자전하는 A형 항성들의 중심핵 복사층 시뮬레이션(Simulations of core convection in rotating A-type stars: Differential rotation and overshooting). 《Astrophysical Journal》 601: 512-529. 2007년 12월 9일에 확인.
  33. Padmanabhan, Thanu (2002). 《이론 천체물리학(Theoretical Astrophysics)》. Cambridge University Press. ISBN 0-521-56241-4
  34. Cheng, Kwong-Sang; Chau, Hoi-Fung; Lee, Kai-Ming (2007). Chapter 14: 항성의 탄생(Birth of Stars). 《우주의 본질(Nature of the Universe)》. Honk Kong Space Museum. 2007년 11월 26일에 확인.
  35. Oke, J. B., Schild, R. E.. 천칭자리 알파별의 분광학적 절대 복사 에너지 분포(The Absolute Spectral Energy Distribution of Alpha Lyrae). 《Astrophysical Journal》 161: 1015-1023. 2007년 11월 15일에 확인.
  36. Richmond, Michael. 볼츠만 등식(The Boltzmann Equation). Rochester Institute of Technology. 2007년 11월 15일에 확인.
  37. Clayton, Donald D. (1983). 《항성 진화 및 핵합성 원리(Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis)》. University of Chicago Press. ISBN 0-226-10953-4
  38. Michelson, E.. 천칭자리 알파별과 오리온자리 베타별의 근자외선 영역 항성 스펙트럼(The near ultraviolet stellar spectra of alpha Lyrae and beta Orionis). 《왕립 천문학회 월간 공고(Monthly Notices of the Royal Astronomical Society)》 197: 57-74. 2007년 11월 15일에 확인.
  39. Schmitt, J. H. M. M.. 태양형 항성들의 코로나(Coronae on solar-like stars). 《천문학과 천체물리학(Astronomy and Astrophysics)》 318: 215-230. 2007년 11월 15일에 확인.
  40. Aufdenberg, J.P., Ridgway, S.T. et al. CHARA 어래이로 도출한 최초 결과물: VII. (Long-Baseline Interferometric Measurements of Vega Consistent with a Pole-On, Rapidly Rotating Star?) (PDF). 《Astrophysical Journal》 645: 664–675. doi:10.1086/504149.
  41. 슈테판-볼츠만 법칙에 의거하여, 베가 적도에서 방출되는 에너지 플럭스는 다음과 같이 나타낼 수 있다: \begin{smallmatrix}\left( \frac{T_{eq}}{T_{pole}} \right)^4 = \left( \frac{7,600}{10,000} \right)^4 = 0.33\end{smallmatrix} 이는 적도에서의 플럭스 수치가 극의 33 퍼센트에 불과하다는 의미이다.
  42. Staff. "빠르게 도는 별 베가의 적도는 차갑고 어둡다(Rapidly Spinning Star Vega has Cool Dark Equator)", 《National Optical Astronomy Observatory》, 2006년 1월 10일 작성.
  43. Adelman, Saul J. (2004-07-08 ~ 2004-07-13). 《평범한 A형 항성의 물리적 특징들(The physical properties of normal A stars)》 (PDF), Poprad, Slovakia: Cambridge University Press, pp. 1-11쪽
  44. Quirrenbach, Andreas. 항성의 표면 보기(Seeing the Surfaces of Stars). 《Science》 317 (5836): 325–326. PMID 17641185. doi:10.1126/science.1145599.
  45. 태양에 대비한 상대적 중원소 함량은 다음 공식과 같이 나타낼 수 있다:\begin{smallmatrix}10^{-0.5}\ =\ 0.316\end{smallmatrix}
  46. Antia, H. M., Basu, Sarbani. Determining Solar Abundances Using Helioseismology. 《The Astrophysical Journal》 644 (2): 1292–1298. doi:10.1086/503707.
  47. Renson, P., Faraggiana, R.; Boehm, C.. Catalogue of Lambda Bootis Candidates. 《Bulletin d'Information Centre Donnees Stellaires》 38: 137–149. 144페이지 HD 172167.
  48. Qiu, H. M., Zhao, G.; Chen, Y. Q.; Li, Z. W.. The Abundance Patterns of Sirius and Vega. 《The Astrophysical Journal》 548 (2): 77–115. doi:10.1086/319000.
  49. Martinez, Peter, Koen, C.; Handler, G.; Paunzen, E.. The pulsating lambda Bootis star HD 105759. 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 301 (4): 1099–1103. doi:10.1046/j.1365-8711.1998.02070.x.
  50. Adelman, Saul J., Gulliver, Austin F.. An elemental abundance analysis of the superficially normal A star VEGA. 《Astrophysical Journal, Part 1》 348: 712–717. doi:10.1086/168279.
  51. D. S., Evans. [http://adsabs.harvard.edu/abs/1967IAUS...30...57E = 2007-11-09 The Revision of the General Catalogue of Radial Velocities]: 57.
  52. M. A. Perryman et al. [http://adsabs.harvard.edu/abs/1997A&A...323L..49P =2007-11-09 The Hipparcos Catalogue.]. 《Astronomy and Astrophysics》 323: L49–L52.
  53. Steven R., Majewski (2006). Stellar Motions. University of Virginia = 2007-09-27. 이 값은 다음 과정을 통해 구할 수 있다:\begin{smallmatrix}\mu = \sqrt{ {\mu_\delta}^2 + {\mu_\alpha}^2 \cdot \cos^2 \delta }\ =\ 327.78\ \text{mas/y} \end{smallmatrix} 여기서 \mu_\alpha\mu_\delta는 각각 적경과 적위값으로 나타낸 고유운동 요소들이며, \delta는 적위이다.
  54. D., Barrado y Navascues. [http://adsabs.harvard.edu/abs/1999astro.ph..5243B =2007-10-31 The Castor moving group. The age of Fomalhaut and VEGA]. 《Astronomy and Astrophysics》 339: 831–839.
  55. Forest Ray, Moulton (1906). 《An Introduction to Astronomy》. The Macmillan company, 502쪽
  56. Jocelyn, Tomkin. Once And Future Celestial Kings. 《Sky and Telescope》 95 (4): 59–63.
  57. Mike, Inglis (2003). 《Observer's Guide to Stellar Evolution: The Birth, Life, and Death of Stars》. Springer. ISBN 1852334657
  58. U = -10.7 ± 3.5, V = -8.0 ± 2.4, W = -9.7 ± 3.0 km/s이며, 여기서 순우주속도는 다음과 같이 구할 수 있다:
    \begin{smallmatrix}v_{\text{sp}} = \sqrt{10.7^2 + 8.0^2 + 9.7^2} = 16.5 \text{km/s}\end{smallmatrix}
  59. Harper, D. A., Loewenstein, R. F.; Davidson, J. A.. [http://adsabs.harvard.edu/abs/1984ApJ...285..808H =2007-11-02 On the nature of the material surrounding VEGA]. 《Astrophysical Journal, Part 1》 285: 808–812. doi:10.1086/162559.
  60. Robertson, H. P.. [http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1937MNRAS..97..423R =2007-11-02 Dynamical effects of radiation in the solar system]. 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 97: 423–438.
  61. Dent, W. R. F., Walker, H. J.; Holland, W. S.; Greaves, J. S.. [http://adsabs.harvard.edu/abs/2000MNRAS.314..702D =2007-11-07 Models of the dust structures around Vega-excess stars]. 《Monthly Notices of the Royal Astronomical Society》 314 (4): 702–712. doi:10.1046/j.1365-8711.2000.03331.x.
  62. Absil, O. et al. [http://adsabs.harvard.edu/abs/2006A&A...452..237A =2007-11-19 Circumstellar material in the Vega inner system revealed by CHARA/FLUOR]. 《Astronomy and Astrophysics》 452 (1): 237–244. doi:10.1051/0004-6361:20054522.
  63. Girault-Rime, Marion (Summer 2006). Vega's Stardust. CNRS International Magazine =2007-11-19.
  64. Holland, Wayne S., Greaves, Jane S.; Zuckerman, B.; Webb, R. A.; McCarthy, Chris; Coulson, Iain M.; Walther, D. M.; Dent, William R. F.; Gear, Walter K.; Robson, Ian. [http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1998Natur.392..788H =2007-11-10 Submillimetre images of dusty debris around nearby stars]. 《Nature》 392 (6678): 788–791. doi:10.1038/33874.
  65. Staff. "[http://outreach.jach.hawaii.edu/pressroom/1998_vega/ =2007-10-29 Astronomers discover possible new Solar Systems in formation around the nearby stars Vega and Fomalhaut]", 《Joint Astronomy Centre》, 1998년 4월 21일 작성.
  66. Gilchrist, E.; Wyatt, M.; Holland, W.; Maddock, J.; Price, D. P., "[http://www.roe.ac.uk/roe/support/pr/pressreleases/vega.html =2007-10-30 New evidence for Solar-like planetary system around nearby star]", 《Royal Observatory, Edinburgh》, 2003년 12월 1일 작성.
  67. Itoh, Yoichi. [http://adsabs.harvard.edu/abs/2006ApJ...652.1729I =2007-11-10 Coronagraphic Search for Extrasolar Planets around ε Eri and Vega]. 《The Astrophysical Journal》 652 (2): 1729–1733. doi:10.1086/508420.
  68. Campbell, B., Garrison, R. F.. [http://adsabs.harvard.edu/abs/1985PASP...97..180C =2007-11-16 On the inclination of extra-solar planetary orbits]. 《Publications of the Astronomical Society of the Pacific》 97: 180–182. doi:10.1086/131516.
  69. 이 경우 태양은 우리가 베가를 바라보는 위치와 정 반대인, 적경 = 6h 36m 56.3364s, 적위 = −38° 47′ 01.291″에 있을 것이다. 이는 비둘기자리의 서쪽 부분이다. 태양의 겉보기 등급은 다음과 같다. \begin{smallmatrix}m\ =\ M_v - 5(\log_{10} \pi + 1)\ =\ 4.3.\end{smallmatrix}
  70. Andrew L., Chaikin (1990). Beatty, J. K.; Petersen, C. C.: 《The New Solar System》, 4th edition, Cambridge, England: Cambridge University Press. ISBN 0521645875
  71. Archie E., Roy, Clarke, David (2003). 《Astronomy: Principles and Practice》. CRC Press. ISBN 0750309172
  72. Smith, S. Percy. The Fatherland of the Polynesians – Aryan and Polynesian Points of Contact. 《The Journal of the Polynesian Society》 28: 18–20.
  73. E. Otis, Kendall (1845). 《Uranography: Or, A Description of the Heavens; Designed for Academics and Schools; Accompanied by an Atlas of the Heavens》. Philadelphia: Oxford University Press
  74. Liming, Wei, Yue, L.; Lang Tao, L. (2005). 《Chinese Festivals》. Chinese Intercontinental Press. ISBN 7-5085-0836-X
  75. John Robert, Kippax (1919). 《The Call of the Stars: A Popular Introduction to a Knowledge of the Starry Skies with their Romance and Legend》. G. P. Putnam's Sons
  76. Mary, Boyce (1996). 《A History of Zoroastrianism, volume one: The Early Period》. New York: E. J. Brill. ISBN 9004088474
  77. 원문의 의미는 검은 독수리가 날개를 접고 땅에 착륙했다는 뜻이다.(Edward William Lane, Arabic-English Lexicon)
  78. Gerald, Massey (2001). 《Ancient Egypt: the Light of the World》. Adamant Media Corporation. ISBN 1-4021-7442-X
  79. William Tyler, Olcott (1911). 《Star Lore of All Ages: A Collection of Myths, Legends, and Facts Concerning the Constellations of the Northern Hemisphere》. G.P. Putnam's sons
  80. Houlding, Deborah (2005-12). Lyra: The Lyre. Sktscript.
  81. M. Th., Houtsma, Wensinck, A. J.; Gibb, H. A. R.; Heffening, W.; Lévi-Provençal (1987). 《E.J. Brill's First Encyclopaedia of Islam, 1913-1936》. E.J. Brill, 292쪽
  82. Donald, Tyson, Freake, James (1993). 《Three Books of Occult Philosophy》. Llewellyn Worldwide. ISBN 0875428320
  83. Heinrich Cornelius, Agrippa (1533). 《De Occulta Philosophia》
  84. Robert J. R., Burnham (1978). 《Burnham's Celestial Handbook: An Observer's Guide to the Guide to the Universe Beyond the Solar System, vol. 2》. Courier Dover Publications. ISBN 0486235688
  85. Frommert, Hartmut. Vega, Alpha Lyrae. SEDS.
  86. Staff (2005년 5월 20일). Launch vehicles - Vega. European Space Agency.
  87. Judy, Rumerman (2003). The Lockheed Vega and Its Pilots. U.S. Centennial of Flight Commission.

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