Vega

Vega

Epocha J2000
Spektrinė klasė	A0V
Rektascensija	18 h 36 min 56.33635 s
Deklinacija	+38° 47' 01.2802"
Atstumas	25.04 ± 0.7 šm
Regimasis ryškis (V)	0,03
Fizikinės charakteristikos
Masė	2.135 ± 0.074 MS
Spindulys	2.26 × 2.78 RS
Spalva (B-V)	+0.00
Spalva (U-B)	-0.01
Absoliutinis ryškis (V)	0.58
Šviesis (V)	37 ± 3 LS
Paviršiaus temperatūra	9602 ± 180 K

Vega, α Lyr – ryškiausia žvaigždė Lyros žvaigždyne, 5-a pagal ryškumą naktinio dangaus žvaigždė ir 2-a pagal ryškumą šiaurės dangaus sferoje. Kosminiais mastais Vega yra artima žvaigždė, vos už 25 šviesmečių. Lietuvoje matoma, kartu su Denebu ir Altayru sudaro „Vasaros trikampį.“ Palyginti su kitomis žvaigždėmis yra jauna žvaigždė, jai vos 455 milijonai metų.

Dėl didelio ryškio Vega visais laikais buvo labai tyrinėjama astronomų, dėl to galima teigti, jog Vega yra labiausiai ištirta žvaigždė (po Saulės). 12000 metų pr. m. e. ji buvo šiaurinė žvaigždė ir vėl beveik ja taps 13727 metais, kai Vegos deklinacija bus +86°14'. Vega – pirmoji nufotografuota žvaigždė, pirmoji žvaigždė, kurios užregistruotas spektras (neskaitant Saulės), taip pat pirmoji žvaigždė, kuriai įvertintas paralaksas.

Vega yra dešimt kartų jaunesnė už Saulę, bet kadangi jos masė 2,1 karto didesnė, žvaigždės gyvavimo pagrindinėje sekoje trukmė turėtų būti apie dešimt kartų trumpesnė nei Saulės. Šiuo metu abi žvaigždės artėja prie savo gyvavimo pagrindinėje sekoje vidurio. Infraraudonųjų spindulių diapazone buvo aptiktas proplanetinis diskas aplink Vegą. Tačiau dėl aukštos temperatūros žvaigždės planetose (jei tokių yra) gyvybė negalėtų egzistuoti. Kita vertus, nepaprastai ryškiai žvaigždei lemta nugyventi gana trumpą gyvenimą, dėl to jos sistemos planetose gyvybė nespėtų susiformuoti. Vega išsiskiria ir tuo, kad yra nemetalinga žvaigždė (turi nepaprastai mažai cheminių elementų su aukštesniu atominiu skaičiumi nei helio).

Stebėjimo istorija

Vegos padėtis danguje

1850 metų liepos mėnesį Vega tapo antrąja nufotografuota žvaigžde (po Saulės). Nuotraukos autoriai William Bond ir John Adams Whipple fotografavo iš Harvardo Kolegijos Observatorijos (angl. Harvard College Observatory) dagerotipijos būdu.1872 metų lapkritį Henry Draper tapo pirmuoju, nufotografavusiu žvaigždės spektrą; taip pat jis buvo pirmasis, atradęs Fraunhoferio linijas kitose žvaigždėse. Panašios linijos jau prieš tai buvo atrastos Saulės spektre.1879 metais William Huggins, palyginęs Vegos ir kitos panašios žvaigždės spektro nuotraukas, atrado 12 ryškių Fraunhoferio linijų – tai buvo įprasta šiai žvaigždžių kategorijai. Po kiek laiko buvo nustatyta, kad tai – vandenilio spektro linijų grupė.

Atstumą iki Vegos galima rasti išmatavus paralaksą, kuris atsiranda dėl Žemės judėjimo savo orbita aplink Saulę. Frydrichas Georgas Vilhelmas Struvė buvo pirmasis žmogus nustatęs Vegos paralaksą – 0,125″. Net dabar mokslininkus stebina, kaip arti tiesos buvo Struvė. Tikslus skaičius – 0,129″. Vis dėlto 1838 metais matuodamas paralaksą suabejojo Struvės pateikta verte, todėl Struvė pakeitė Vegos paralaksą, beveik du kartus jį padidindamas (iki 0.314″). Tai vertė abejoti Struvės rezultatų patikimumu, todėl astronomai (tarp jų ir pats Struvė) pirmosios žvaigždės paralakso nustatymo laurus priskyrė Beseliui.

Žvaigždės šviesumas apibrėžiamas naudojant Pogsono standartizuotą, logaritminę skalę. Kiekvienai žvaigždei priskiriamas skaičius, nusakantis jos regimąjį ryškį. Silpnesnėms žvaigždėms priskiriamas didesnis regimojo ryškio skaičius, o tokioms ryškioms žvaigždėms kaip Sirijus priskiriamas mažesnis regimasis ryškis, šiuo atveju, −1.47. Vegos regimasis ryškis buvo laikomas etalonu – (0.00). Tikslėjant matavimo metodikai Vegos regimasis ryškis truputį pakito, todėl dabar atskaitos sistemos nulinis punktas nustatomas tam tikrai šviesos srauto vertei.

Pasitelkiant fotometrinius matavimus 1930 metais buvo aptikta, kad Vegos ryškis kinta ±0,03 vieneto. Jos regimasis ryškis buvo dar kartą išmatuotas 1981 metais Deivido Dunlapo Observatorijoje (angl. David Dunlap Observatory). Rezultatai rodė, jog žvaigždės regimasis ryškis svyruoja. Buvo padaryta išvada, kad Vegos regimojo ryškio kitimas susijęs su kitimu (angl. Delta Scuti variable). Dėl periodiško pulsavimo Vega buvo priskirta prie žvaigždžių, kurios pasižymi panašiomis fizikinėmis savybėmis ir pulsuoja tokiu pat periodu, kategorijos. Nors Vega atitiko šių žvaigždžių kategorijos fizikines savybes, ją stebėję astronomai nepastebėjo jokio pulsavimo. Todėl manoma, jog ankstesniuose matavimuose buvo įsivėlusios sistematinės paklaidos, dėl kurių ir buvo padaryta neteisinga išvada, jog Vega pulsuoja.

Vega tapo pirmąja pagrindinės sekos žvaigžde (neskaitant Saulės), kurioje atrastas rentgeno spindulių šaltinis, kai 1979 m. į ją buvo nukreiptas rentgeno teleskopas, paleistas raketa „Aerobee 350“ iš White Sands Missile Range.1983 metais Vega tapo pirmąja žvaigžde, kurioje atrastas proplanetinis diskas.

Fizinės savybės

Vega yra A0V spektrinės klasės žvaigždė, esanti pagrindinėje sekoje. Jos energijos šaltinis – vandenilio virtimo heliu termobranduolinės reakcijos. Skirtingai nuo Saulės, kur didžiausią energetinį įnašą duoda protonų ciklas, Vegoje helio atomai sintetinami iš vandenilio vykstant CNO ciklui (anglis, azotas ir deguonis čia veikia tarsi katalizatoriai). CNO ciklui vykti reikalinga apie 16 milijonų Kelvino laipsnių temperatūra (Saulės centre ji siekia „tik“ 13,5 milijonų Kelvinų). Kuo aukštesnė temperatūra, tuo efektyvesnė CNO tipo reakcija. Dėl didelio medžiagos tankio efektyviausias šilumos pernešimo iš gelmių į paviršių būdas čia yra konvekcija, todėl Vegoje sritis, kurioje energija pernešama spinduliavimo būdu, yra virš konvecinės zonos, tuo tarpu Saulėje viskas atvirkščiai.

Kadangi masyvesnės žvaigždės greičiau išnaudoja savo vandenilio atsargas, Vegos gyvavimo trukmė pagrindinėje sekoje yra apie vienas milijardas metų, maždaug dešimtadalis Saulės buvimo pagrindinėje sekoje trukmės. Jei dabartinis Vegos amžius yra apie 455 milijonų metų, ji jau yra įpusėjusi gyvavimo pagrindinėje sekoje trukmę. Po pagrindinės sekos ji taps M spektrinės klasės raudonąja milžine, nusimes dalį savo medžiagos ir galų gale virs baltąja nykštuke. Šiuo metu ji beveik du kartus masyvesnė už Saulę, o jos šviesis 37 kartus didesnis. Dėl didelio sukimosi aplink savo ašį greičio žvaigždė yra suplota per polius, polinės sritys yra gerokai šviesesnės, nei pusiaujinės. Kadangi ją mes matome beveik iš poliaus, jos regimasis šviesis yra žymiai didesnis, maždaug 57 Saulės šviesio vertės.

Regimojoje spektro dalyje dominuoja vandenilio Balmerio serijos linijos. Kitų elementų linijos yra gana silpnos, iš jų geriausiai matomos jonizuoto magnio, geležies ir chromo linijos. Vegos rentgeninis spinduliavimas labai silpnas, o tai reikštų, jog ši žvaigždė beveik neturi vainiko.

Spektropoliarimetrijos būdu išmatuotas magnetinis laukas Vegoje siekia apie 30 gausų (Saulėje – apie 1 gausą).

Sukimasis

Kuomet interferometriniais metodais buvo tiksliai išmatuotas Vegos spindulys, jis pasirodė esąs per didelis – 2,73 ± 0,01 Saulės spindulio. Jis 60 % didesnis nei Sirijaus, tuo tarpu modeliai rodė, jog spindulys turėtų būti tik apie 12 % didesnis. Tačiau ir šis neatitikimas paaiškinamas, jei žvaigždė greit sukasi ir yra stebima iš poliaus.

Vegos (kairėje) ir Saulės (dešinėje) dydžių palyginimas

Vegos sukimosi ašis su kryptimi į Žemę sudaro ne daugiau kaip penkių laipsnių kampą. Vegos sukimosi greitis ties pusiauju yra 274 km/s (apsisukimo periodas maždaug 12.5 valandų),. Tai sudaro apie 93% kritinio greičio, kuriam esant žvaigždė suirtų dėl išcentriniės jėgos. Toks greitas sukimąsis sąlygoja didelį suplotumą, todėl pusiaujinis spindulys yra 23% didesnis nei poliaus.)

Taigi, ties poliais yra didesnis nei ties pusiauju, dėl to ir šviesis stebint iš poliaus bus didesnis. Tai pasireiškia ir matuojant efektinę paviršiaus temperatūrą: poliaus temperatūra bus 10000 K, o pusiaujo – 7600 K. Jei Vega būtų stebima iš pusiaujo, šviesis būtų beveik dukart mažesnis, nei kad dabar stebint iš poliaus.

Jeigu Vega būtų normali lėtai besisukanti sferiškai simetriška žvaigždė, tuomet jos šviesis būtų 57 kartus didesnis už Saulės. O tai būtų gerokai daugiau nei tipinės Vegos masės žvaigždės šviesis. Tačiau greitas sukimasis išsprendžia šį prieštaravimą, tikrasis Vegos šviesis yra apie 37 kartus didesnis už Saulės šviesį.

Cheminių elementų gausos

Astronomijoje priimta vadinti metalais visus elementus, sunkesnius už helį. Vegos fotosferos metalingumas sudaro tik apie 32 % Saulės metalingumo. Palyginimui, Sirijuje yra tris kartus daugiau metalų, nei kad Saulėje.

Toks mažas metalingumas kol kas nėra paaiškintas. Viena iš priežasčių gali būti elementų difuzija ir masės netekimas, nors žvaigždžių evoliucijos modeliai teigia, kad tai turėtų atsitikti tik baigiantis vandenilio ištekliams (pagrindinės sekos pabaigoje). Pagal kitą paaiškinimą, žvaigždė susiformavo iš tarpžvaigždinės medžiagos, kurioje buvo neįprastai mažai metalų.

Stebimas helio ir vandenilio santykis Vegoje yra 0,030 ± 0.005 – 40% mažesnis nei Saulėje. To priežastis galėtų būti helio konvekcijos sluoksnio nebuvimas ties žvaigždės paviršiumi. Energija šiuo atveju prie paviršiaus būtų pernešama tik spinduliavimo būdu.

Kinematika

Radialinis Vegos greitis lygus -13,9 ± 0,9 km/s. Minuso ženklas šiuo atveju rodo, kad žvaigždė artėja stebėtojo (Žemės) link.

Vegos savasis judėjimas (tangentinis greitis) yra 202,03 ± 0,63 milisekundžių (mas) per metus rektascensijoje ir 287,47 ± 0,54 mas/metus deklinacijoje. Bendras savasis judėjimas – 327,78 mas/metus (vieną laipsnį Vega pasislinks per 11000 metų).

Pilnas Vegos erdvinis greitis aplinkinių žvaigždžių atžvilgiu yra apie 19 km/s. Tai maždaug lygu Saulės judėjimo greičiui (aplinkinių žvaigždžių atžvilgiu). Kadangi Vega artėja, po 210 tūkstančių metų ji taps ryškiausia žvaigžde naktiniame danguje ir po 290 000 metų pasieks –0.81 ryškį.

Sprendžiant iš žvaigždės judėjimo, ji turėtų priklausyti vadinamajai . Šiai grupei priklauso apie 16 žvaigždžių, įskaitant Alderaminą, Fomalhautą, Kastorą ir, žinoma, Vegą. Visi šios grupės nariai juda ta pačia kryptimi, tuo pačiu erdviniu greičiu (16,5 km/s). Vertinama, kad šios grupės amžius turėtų būti apie 200 ± 100 milijonų metų. Priklausymas šiai grupei reikštų, kad visos šios žvaigždės kadaise susiformavo viename padrikajame spiečiuje, kuris tik vėliau tapo gravitaciškai nesurištu.

Planetinė sistema

Vasaros trikampis

Pirmąsyk Vegos žvaigždę supantis proplanetinis diskas buvo aptiktas 1980 metais infraraudonųjų spindulių astronominiu palydovu IRAS. 1997 metais Džeimso Klerko Maksvello teleskopu (angl. James Clerk Maxwell Telescope) buvo aptikta planeta, prilygstanti 12 Jupiterio masių ir nutolusi nuo žvaigždės 70 av. Galop astronomai priėmė sprendimą, jog aplink Vegą egzistuoja ankstyvosios stadijos besiformuojanti planetų sistema. Tyrinėdami Vegą kosminiu teleskopu „Spitzer“, astronomai patikslino žvaigždę juosiančio dulkių disko matmenis. Paaiškėjo, jog Vegos proplanetinio disko spindulys – 120 av, disko viduryje yra 80 av spindulio tuštuma. 2003 m. buvo iškelta hipotezė, kad šios nuolaužos susikūrė, kai maždaug Neptūno masės planeta pasislinko nuo 40 av iki 65 av per 56 milijonus metų. Tai galėjo sudaryti sąlygas formuotis mažesnėms planetoms arčiau Vegos. Naudojant Havajuose esantį teleskopą, 2005 m. astronomai patikslino planetos, skriejančios apie Vegą, masę – nustatė ją esant 5-10 Jupiterio masių.2007 metais dar kartą susidomėta Vegos proplanetiniu disku, todėl jis buvo vėl tirtas naudojant jautresnius prietaisus. Stebėjimai parodė, kad proplanetinis diskas yra gana lygus ir simetriškas. Nebuvo rasta jokių įrodymų apie planetų, aprašytų anksčiau buvimą, o tai kelia abejonių dėl didžiosios planetos egzistencijos. Tačiau vis dar yra galimybė, jog yra ir mažesnių planetų, tačiau jos išsidėsčiusios arčiau žvaigždės, todėl jas nustelbia Vegos šviesa.

Etimologija

Takas dangaus skliaute, kuriuo „keliauja“ Žemės ašis. Vega ryškiausia žvaigždė apačioje

Žvaigždės pavadinimas Vega yra kilęs iš arabų kalbos ir reiškia „nusileidimas“ arba „nukritimas“.

Kiekvieną naktį žvaigždžių padėtys kinta, jos keliauja dangaus skliautu dėl Žemės sukimosi apie savo ašį. Tačiau kai žvaigždė yra prie pat Žemės sukimosi ašies, jos vieta danguje nesikeičia, ją vadiname šiaurine žvaigžde. Kadangi Žemės ašis dėl precesijos svyruoja, jos orientacija per ilgą laiko tarpą kinta, brėždama dangaus skliaute apskritimą. Šis procesas trunka 25 770 metus (kol Žemės ašis vėl sugrįžta į pradinę padėtį). Šiuo metu mūsų šiaurinė žvaigždė yra Šiaurinė, tačiau 12 000 metais pr. m. e. Žemės ašis buvo vos 5 laipsniais nutolusi nuo Vegos, todėl tuo metu Vega buvo šiaurinė žvaigždė. Žemės ašis vėl priartės prie Vegos 13 727 metais ir Vega vėl taps šiaurine žvaigžde. Žinoma, per visą šį procesą šiaurinės žvaigždės nuolat keičiasi, tačiau Vega yra ryškiausia iš visų galimų šiaurinių žvaigždžių.

Šiaurės polineziečiai Vegą vadino „whetu o te tau“ (liet. metų žvaigžde). Jos pasirodymas virš horizonto žymėjo jų Naujuosius metus, kuomet žemė buvo pasirengusi sėjos pradžiai. Ilgainiui šią funkciją perėmė Sietynas.

Asirai šią žvaigždę pavadino „Dayan-same“ (liet. dangaus teisėjas), tuo tarpu Akadų kalboje Vega buvo vadinama „Tir-anna“ (liet. Dangaus gyvybė). Babiloniečių astronomijoje Vega buvo viena iš „Dilgan“ (liet. Šviesos pranašas) žvaigždžių. Senovės Graikams Lyros žvaigždyno forma priminė Orfėjo muzikos instrumentą – Lyrą, o Vegos žvaigždė – instrumento rankeną.Romos Imperijoje rudens pradžios laikas priklausydavo nuo valandos, kada Vega nusileisdavo už horizonto.

Zoroastrizme Vega kartais buvo lyginama su „Vanant“ – maža dievybe, kurios vardas reiškė (liet. užkariautojas/nugalėtojas).

Indų mitologijoje Vega vadinama „Abhijit“.

Vega tapo pirmąja žvaigžde, kurios vardu buvo pavadintas automobilis – 1971 metais pagaminta Chevrolet Vega. Kitos transporto priemonės, pavadintos Vegos vardu: ESA raketa „Vega“ ir „Lockheed Vega“ lėktuvas. Be to, Pingvinų kavinės orkestro (angl. Penguin Cafe Orchestra) albume Concert Program yra daina, pavadinimu „Vega“.

Šaltiniai

1. Suskaičiuota, naudojantis Stellarium programa, 0.10.2 versija, 2009-07-28 
2. Kinman, T. & Castelli, F. (2002), "The determination of T_eff for metal-poor A-type stars using V and 2MASS J, H and K magnitudes", Astronomy and Astrophysics 391(3): 1039–1052, doi:10.1051/0004-6361:20020806 
3. Allen, Richard Hinckley (1963), Star Names: Their Lore and Meaning, Courier Dover Publications,  
4. Barker, George F. (1887), "On the Henry Draper Memorial Photographs of Stellar Spectra", Proceedings of the American Philosophical Society 24: 166–172 
5. Spectroscopy and the Birth of Astrophysics, American Institute of Physics, 2007-11-15  2015-09-07 iš Wayback Machine projekto.
6. Hentschel, Klaus (2002), Mapping the Spectrum: Techniques of Visual Representation in Research and Teaching, Oxford University Press,  
7. Berry, Arthur (1899), A Short History of Astronomy, New York: Charles Scribner's Sons,  
8. Débarbat, Suzanne (1988), "The First Successful Attempts to Determine Stellar Parallaxes in the Light of the Bessel/Struve Correspondence", Mapping the Sky: Past Heritage and Future Directions, Springer,  
9. Fernie, J. D. (1981), "On the variability of Vega", Astronomical Society of the Pacific 93(2): 333–337, doi:10.1086/130834 
10. I.A., Vasil'yev; Merezhin, V. P.; Nalimov, V. N. & Novosyolov, V. A. (2007-10-30), On the Variability of Vega, Commission 27 of the I.A.U  2017-09-23 iš Wayback Machine projekto.
11. Hayes, D. S. (May 24–29, 1984), "Stellar absolute fluxes and energy distributions from 0.32 to 4.0 microns", Proceedings of the Symposium, Calibration of fundamental stellar quantities, Como, Italy: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co., p. 225–252 
12. Topka, K.; Fabricant, D.; Harnden, F.R. Jr.; Gorenstein, P. & Rosner, R. (1979), "Detection of soft X-rays from Alpha Lyrae and Eta Bootis with an imaging X-ray telescope", Astrophysical Journal 229: 661, doi:10.1086/157000 
13. Harvey, Paul E.; Wilking, Bruce A. & Joy, Marshall (1984), "On the far-infrared excess of Vega", Nature 307(5950): 441–442, doi:10.1038/307441a0 
14. Padmanabhan, Thanu (2002), Theoretical Astrophysics, Cambridge University Press,  
15. Cheng, Kwong-Sang; Chau, Hoi-Fung & Lee, Kai-Ming (2007), Chapter 14: Birth of Stars, Honk Kong Space Museum. Nuoroda tikrinta 26 lapkričio 2007  2012-01-24 iš Wayback Machine projekto.
16. Mengel, J. G.; Demarque, P.; Sweigart, A. V. & Gross, P. G. (1979), "Stellar evolution from the zero-age main sequence", Astrophysical Journal Supplement Series 40: 733–791, doi:10.1086/190603 
17. Yoon, Jinmi; Peterson, Deane M.; Kurucz, Robert L. & Zagarello, Robert J. (2010), "A New View of Vega's Composition, Mass, and Age", The Astrophysical Journal 708(1): 71–79, doi:10.1088/0004-637X/708/1/71 
18. Peterson, D. M.; Hummel, C. A.; Pauls, T. A.; Armstrong, J. T.; Benson, J. A.; Gilbreath, G. C.; Hindsley, R. B.; Hutter, D. J.; et al. (1999), "Vega is a rapidly rotating star", Nature 440(7086): 896–899, doi:10.1038/nature04661, PMID 16612375 
19. Aufdenberg, J.P.; Mérand, A.; Coudé du Foresto, V.; Absil, O.; Di Folco, E.; Kervella, P.; Ridgway, S. T.; Berger, D. H.; et al. (2006), "First results from the CHARA Array: VII. Long-Baseline Interferometric Measurements of Vega Consistent with a Pole-On, Rapidly Rotating Star?", Astrophysical Journal 645(1): 664–675, doi:10.1086/504149 
20. Richmond, Michael, The Boltzmann Equation, Rochester Institute of Technology. Nuoroda tikrinta 15 lapkričio 2007 
21. Clayton, Donald D. (1983), Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis, University of Chicago Press,  
22. Michelson, E. (1981), "The near ultraviolet stellar spectra of alpha Lyrae and beta Orionis", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 197: 57–74 
23. Schmitt, J. H. M. M. (1999), "Coronae on solar-like stars", Astronomy and Astrophysics 318: 215–230 
24. Gulliver, Austin F.; Hill, Graham & Adelman, Saul J. (1994), "Vega: A rapidly rotating pole-on star", The Astrophysical Journal 429(2): L81–L84, doi:10.1086/187418 
25. Martinez, Peter; Koen, C.; Handler, G. & Paunzen, E. (1998), "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 
26. Adelman, Saul J. & Gulliver, Austin F. (1990), "An elemental abundance analysis of the superficially normal A star Vega", Astrophysical Journal, Part 1 348: 712–717, doi:10.1086/168279 
27. Evans, D. S. (June 20–24, 1966), "The Revision of the General Catalogue of Radial Velocities", Proceedings from IAU Symposium no. 30, London, England: Academic Press, p. 57 
28. Perryman, M. A. C.; Lindegren, L.; Kovalevsky, J.; Hoeg, E.; Bastian, U.; Bernacca, P. L.; Crézé, M.; Donati, F.; et al. (1997), "The Hipparcos Catalogue", Astronomy and Astrophysics 323: L49–L52 
29. Majewski, Steven R. (2006), Stellar Motions, University of Virginia. Nuoroda tikrinta 27 rugsėjo 2007  Archyvuota kopija 2012-01-25 iš Archive.is projekto
30. Barrado y Navascues, D. (1998), "The Castor moving group. The age of Fomalhaut and VEGA", Astronomy and Astrophysics 339: 831–839 
31. Moulton, Forest Ray (1906), An Introduction to Astronomy, The Macmillan company, p. 502 
32. Tomkin, Jocelyn (1998), "Once And Future Celestial Kings", Sky and Telescope 95(4): 59–63 
33. Inglis, Mike (2003), Observer's Guide to Stellar Evolution: The Birth, Life, and Death of Stars, Springer,  
34. Wyatt, M. (2002), "Resonant Trapping of Planetesimals by Planet Migration: Debris Disk Clumps and Vega's Similarity to the Solar System", The Astrophysical Journal 598(2): 1321–1340, doi:10.1086/379064 
35. Itoh, Yoichi; Oasa, Yumiko & Fukagawa, Misato (2006), "Coronagraphic Search for Extrasolar Planets around ε Eri and Vega", The Astrophysical Journal 652(2): 1729–1733, doi:10.1086/508420 
36. Piétu, V.; di Folco, E.; Guilloteau, S.; Gueth, F. & Cox, P. (2011), "High-sensitivity search for clumps in the Vega Kuiper-belt. New PdBI 1.3 mm observations", Astronomy & Astrophysics 531, doi:10.1051/0004-6361/201116796 
37. Campbell, B. & Garrison, R. F. (1985), "On the inclination of extra-solar planetary orbits", Publications of the Astronomical Society of the Pacific 97: 180–182, doi:10.1086/131516 
38. Smith, S. Percy (2008-08-08), "The Fatherland of the Polynesians – Aryan and Polynesian Points of Contact", The Journal of the Polynesian Society 28: 18–20 
39. Kendall, E. Otis (1845), Uranography: Or, A Description of the Heavens; Designed for Academics and Schools; Accompanied by an Atlas of the Heavens, Philadelphia: Oxford University Press 
40. Boyce, Mary (1996), A History of Zoroastrianism, volume one: The Early Period, New York: E. J. Brill,  
41. Ghokale, Cushar (2010-12-11), Fall of star Vega  2011-11-19 iš Wayback Machine projekto.
42. Frommert, Hartmut (2007-11-02), Vega, Alpha Lyrae, SEDS  Archyvuota kopija 2007-10-24 iš Archive.is projekto
43. Staff (2007-11-12), Launch vehicles – Vega, European Space Agency 
44. Rumerman, Judy (2007-11-12), The Lockheed Vega and Its Pilots, U.S. Centennial of Flight Commission  2007-10-18 iš Wayback Machine projekto.
45. Concert Program by Penguin Cafe Orchestra, Apple, Inc. 

Vikiteka: Vega – vaizdinė ir garsinė medžiaga

Šis straipsnis yra tapęs savaitės straipsniu.

Šis straipsnis įtrauktas į kategoriją.