Vega (yıldız) sayfasının kaynağını görüntüle

{{Astronomi koordinat|18|36|56.3364|+|38|47|01.291|2500|DSS2}}
{{Yıldızkutusu
| adı         = Vega (α Lyrae)
| resim       = <div style="position: relative">[[Dosya:Lyra IAU.svg|300px|alt=Çalgı takımyıldızı'nın sınırlarını ve yıldızların konumlarını gösteren diyagram]]
     <div style="position: absolute; left: 53.2%; top: 33.0%;">[[Dosya:Cercle rouge 100%.svg|19px]]</div>
     </div>
| açıklama    = Vega'nın konumu (kırmızı daire içinde)
| kaynak      =
| devir       = J2000.0
| takımyıldız = [[Çalgı (takımyıldız)|Çalgı]]
| sa          = {{SAG|18|36|56,3364}}<ref name="SIMBAD"/>
| da          = {{DIA|+38|47|01,291}}<ref name="SIMBAD"/>
| parlaklık   = 0,026<ref name="bohlin"/> (−0,02{{snd}}+0,07)<ref name="gcvs"/>
| tür         = [[Anakol]]
| sınıf       = A0Va<ref name="gray2003"/>
| sınıfrenk   = A
| b-v         = 0,00<ref name="ducati"/>
| u-b         = 0,00<ref name="ducati"/>
| değişen     = [[Delta Scuti değişeni|DSCTC]]<ref name="gcvs"/>
| dikey       = −13,9{{±|0,9}}<ref name="rgcrv1966"/>
| ıraklık     = 130,23 ± 0,36<ref name="aaa474_2_653"/>
| Iy          = 25,04 ± 0,07
| pc          = 7,68 ± 0,02
| mutpar      = 0,582<ref name="Gatewood2008"/>
| bahpay      = 200,94<ref name="aaa474_2_653"/>
| yükpay      = 286,23<ref name="aaa474_2_653"/>
| kütle       = 2,135{{±|0,074}}<ref name="apj708_1_71"/>
| yarıçap     = {{val|2.362|–|2.818}}<ref name="apj708_1_71"/>
| günay       = 40,12{{±|0,45}}<ref name="apj708_1_71"/>
| yüzküt      = 4,1{{±|0,1}}<ref name="apj645_1_664"/>
| ısı         = 9.602{{±|180}}<ref name="aaa391_3_1039"/> (8.152–10.060)<ref name="apj708_1_71"/><ref group=not>Vega'nın hızlı dönüşü nedeniyle kutup sıcaklığı ekvatordakinden yaklaşık {{val|2000|ul=K|fmt=commas}} daha yüksektir</ref>
| met         = −0,5<ref name="aaa391_3_1039"/>
| dönüş       = {{val|16.5|ul=hours}}<ref name="petit2022"/>
| dönme       = 20,48{{±|0,11}}<ref name="apj708_1_71"/>
| yaş         = 455{{±|13}}<ref name="apj708_1_71"/> milyon
| notlar      =
| tanımlar    = Wega<ref name="allen1963"/> • Lucida&nbsp;Lyrae<ref name="kendall1845"/> • Alpha&nbsp;Lyrae • α&nbsp;Lyrae • 3&nbsp;Lyrae • BD+38°3238 • HD 172167 • GJ 721 • HIP 91262 • HR 7001 • LTT 15486 • SAO 67174<ref name="SIMBAD"/>
}}

'''Vega''', [[Çalgı takımyıldızı]]ndaki en parlak [[yıldız]]dır. [[Bayer belirtmesi]] '''α Lyrae''' olan Vega, Latin alfabesine göre '''Alpha Lyrae''' olarak yazılır ve '''Alpha Lyr''' veya '''α Lyr''' şeklinde kısaltılır. [[Güneş]]'ten sadece 25 [[ışık yılı]] (7,7 [[parsek]]) uzaklıkta yer alır ve [[Yerel Yıldızlararası Bulut|Güneş'in yakınındaki]] en parlak yıldızlardan biridir. [[Arcturus]]'tan sonra gece gökyüzündeki [[Parlak yıldızlar listesi|en parlak beşinci yıldız]] ve [[kuzey göksel yarım küre]]deki en parlak ikinci yıldızdır.

Vega, gök bilimcilier tarafından yoğun bir şekilde araştırılmış ve tartışmalı olsa da "Güneş'ten sonra gökyüzündeki en önemli ikinci yıldız" olarak nitelendirilmiştir.<ref name="apj429_2_L81"/> Yaklaşık olarak MÖ 12.000 civarında kuzey kutup yıldızıydı ve [[yükselim]]inin {{DIA|+86|14}} olacağı 13.727 yılı civarında tekrar kuzey kutbu yıldızı olacaktır.<ref name="stellarium"/> Vega, Güneş dışında görüntüsü ve [[Astronomik tayf ölçümü|tayfı]] fotoğraflanan ilk yıldızdı.<ref name="barger_white2000"/><ref name="paps24_166"/> [[Iraklık açısı]] ölçümleri aracılığıyla mesafesi tahmin edilen ilk yıldızlardan biridir. Vega, [[Fotometri (astronomi)|fotometrik]] parlaklık ölçeğini kalibre etmek için referans olarak kullanılmış ve [[UBV fotometrik sistemi]] için sıfır noktasını tanımlamak amacıyla kullanılan yıldızlardan birisi olmuştur.

Vega, Güneş'in sadece onda biri yaşındadır, fakat kütlesi 2,1 kat daha fazla olduğundan beklenen ömrü de Güneş'in onda biri kadardır. Her iki yıldız da şu anda [[anakol]] ömürlerinin orta noktasına yaklaşmaktadır. Güneş ile karşılaştırıldığında [[Metallik|helyumdan ağır elementlerin]] bolluğu daha düşüktür.<ref name="aaa391_3_1039"/> Aynı zamanda parlaklığı hafifçe değişiklikler gösteren bir [[değişen yıldız]]dır. Ekvatorda 236&nbsp;km/s'lik büyük bir hızla döner. Bu durum, [[merkezkaç kuvveti]] nedeniyle ekvatorun dışa doğru şişmesine neden olur ve sonuç olarak yıldızın [[fotosfer]]i boyunca kutuplarda maksimuma ulaşan bir sıcaklık değişimine yol açar. Dünya'dan bakıldığında Vega, bu kutuplardan birinin doğrultusundan gözlemlenir.<ref name="nature440_7086_896"/>

Gözlemlenen aşırı [[kızılötesi]] radyasyon emisyonuna dayanarak, Vega'nın tozlu bir [[çöküntü çemberi]]ne sahip olduğu anlaşılıyor. Bu toz, [[Güneş Sistemi]]'ndeki [[Kuiper Kuşağı]]'na benzer şekilde, yörüngedeki [[enkaz diski]]nde bulunan cisimler arasındaki çarpışmaların sonucu oluşmuş olabilir.<ref name="apj628_1_487"/> Toz yayılımı nedeniyle kızılötesi fazlalığı gösteren yıldızlara Vega benzeri yıldızlar denir.<ref name="apj124_1_514"/> 2021 yılında Vega etrafında 2,43 günlük yörüngede dönen bir [[Sıcak Neptün|aşırı-sıcak Neptün]] adayı [[dikey hız]] yöntemiyle belirlenmiş ve ayrıca yaklaşık 200 günlük bir periyoda sahip Satürn kütleli bir cisme ait  işaretler bulunmuştur.<ref name="Hurt2021"/>

== Adlandırma ==
[[Dosya:LyraCC.jpg|küçükresim|sol|upright|Vega, Çalgı takımyıldızındaki en parlak yıldızdır.]]
Yıldızın [[Bayer belirtmesi]] ''[[α]] Lyrae''{{'}}dir ve Latin alfabesiyle ''Alpha Lyrae'' olarak yazılır. Geleneksel adı olan ''Vega'' (eskiden ''Wega''<ref name="allen1963"/>), ''en nasr el vakî'' ([[Arapça]]: <big>النّسر الْواقع</big> - çullanan kartal) ifadesi aracılığıyla "düşme" veya "iniş" anlamındaki ''{{Harf çevirisi|ar|vâkı’}}'' ([[Arapça]]: <big>واقع</big>) kelimesinin özensiz bir tercümesinden gelir. 2016 yılında [[Uluslararası Astronomi Birliği]] (IAU), yıldızlar için uygun isimleri kataloglamak ve standartlaştırmak amacıyla Yıldız Adları Çalışma Grubu'nu (WGSN - IAU Working Group on Star Names) organize etti. WGSN'nin Temmuz 2016 tarihli ilk bülteni, WGSN tarafından onaylanan ilk iki isim grubundan oluşan bir tabloyu içeriyordu (Vega dahil). IAU Yıldız Adları Kataloğuna bu şekilde kaydedilmiştir.<ref name="IAU-CSN"/>

== Gözlem ==
[[Dünya]]'dan yaklaşık 25 [[ışık yılı]] uzakta olan Vega, belirgin bir mavi ışıkla parlar ve 0,03 ile 0,04 arasında değişen [[büyüklük|görünür büyüklüğüyle]], gökyüzünün en parlak 5. yıldızıdır. Vega'nın bize olan uzaklığı Dünya Güneş'in etrafında dönerken arka plandaki yıldızlara göre değişiminden, yani paralaksından hesaplanabilir. Bir yıldızın paralaksını yayınlayan ilk kişi [[Friedrich Georg Wilhelm von Struve|Friedrich Georg Wilhelm von Struve'du]], bu yayımda da Vega'nın paralaksını 0.125 arksaniye olarak yayımladı.<ref name="berry1899" /> [[Friedrich Wilhelm Bessel|Friedrich Bessel]] Struve'un verisine karşı şüpheliydi ve bundan sonra Bessel [[61 Cygni]] yıldız sistemi için 0.314 ark saniyelik paralaksı yayınladığında, Struve Vega'nın paralaksını asıl verinin neredeyse iki katı olacak şekilde revize etti. Bu değişiklik Struve'un verisine daha da şüpheli bakılmasına yol açtı. Dolayısıyla Struve da dahil olmak üzere zamanındaki birçok astronom ilk yayınlanmış paralaks verisinin Bessel'e ait olduğunu söyledi. Ancak, Struve'un ilk verisi şu anda [[:en:Hipparcos|Hipparcos Astrometri]] uydusunun verisi olan 0.129 arksaniyeye daha yakındı.<ref name="aaa474_2_653" /><ref name="debarbat1988" /><ref name="astroprof" /><ref name="aaa323_L49" /><ref name="GSM" />

Bir yıldızın Dünya'dan görünen parlaklığı standartlaştırılmış [[Logaritma|logaritmik bir ölçek]] ile ölçülür. Bu [[Kadir (astronomi)|görünür büyüklük]] yıldızın parlaklığı arttıkça sayının küçüldüğü bir değerdir. Çıplak gözle görünebilen en sönük yıldızların büyüklükleri 6 yakınlarında olur. Gökyüzündeki en parlak yıldız olan Sirius ise -1.46 büyüklüğündedir. Bu büyüklük ölçeğinde Vega'nın önemli bir yeri vardır, çünkü bu ölçek standartlaştırılırken sabit bir nokta gerekmektedir. Astronomlar da Vega'nın büyüklüğünü 0 olarak seçmişlerdir, bu yüzden uzun yıllardır Vega hassas fotometri cihazlarının parlaklıklarını kalibre etmek için kullanıldı.<ref name="garfinkle1997" /> Ancak durum artık böyle değil, çünkü artık görünür 0 büyüklüğü belli bir [[Akı|foton akısına]] göre hesaplanır. Bu yöntem astronomlar için daha uygun, çünkü Vega her zaman kalibrasyon için görünür değildir ve parlaklığı değişmektedir.<ref name="ajss45_83" />  Vega aynı zamanda, [[Güneş]]'ten sonra fotoğrafı çekilen ilk yıldızdır (1850). Vega günümüzden 210.000 yıl sonra gökyüzündeki en parlak yıldız olacaktır ve zirve parlaklığını 290.000 yıl sonra -0.81 [[Kadir (astronomi)|kadir]] ile yapacaktır.<ref name="tomkin1998" />

[[UBV fotometrik sistemi]] yıldızların görünür büyüklüklerini [[Ultraviyole|morötesi]] ışıklarla, mavi ve sarı filtrelerle U, B ve V değerlerini oluşturarak ölçer. Vega 1950'lerde bu fotometrik sistemin değerlerini kabaca ayarlamaya yarayan 6 [[Anakol|A0V]] yıldızından biriydi. Bu 6 yıldızın kabaca görünür büyüklükleri şu şekildeydi: ''U - B = B - V = 0.'' Bunun sonucu olarak bu 6 yıldızın görünür büyüklükleri [[elektromanyetik spektrum]]da aynı sarı, mavi ve morötesi bölgedeydiler.<ref name="apj117_313" /> Dolayısıyla, Vega'nın gözle görülebilir elektromanyetik spektrumu göreceli olarak düzdür. —Çoğunun gözle görülebildiği 350-850 [[nanometre]]lik dalga boyunda— Böylece akı yoğunlukları kabaca 2,000-4,000 [[Jansky|Jy]] ile eşittir.<ref name="eso20020306" /> Ancak Vega'nın akı yoğunluğu kızılötesinde keskin bir düşüş yaşamaktadır, yaklaşık 5 [[mikrometre]]de 100 Jy.<ref name="mcmahon2005" />

Vega'nın 1930'lardaki fotometrik ölçümlerinde büyüklüğünün değiştiği ortaya çıktı, düşük bir değer olan ± 0.03 kadir (parlaklığın yaklaşık ±%2.8'i). Bu parlaklık değişimi zamanının gözlemsel limitlerine oldukça yakındı, dolayısıyla Vega'nın parlaklığının değişim gösterip göstermediği tartışma konusuydu. Vega'nın parlaklığı 1981'de David Dunlap Gözlemevi'nde tekrar ölçüldü ve ufak bir değişim gösterdi. Böylece Vega'nın düşük genlikte titreşmesi ve Delta Scuti Değeriyle bir alakasının olduğu gösterildi<ref name=asp93_2_333/>. Bu kategorideki yıldızlar tutarlı bir biçimde salındıkları için yıldızın parlaklığında düzenli değişim gösterir.<ref name=araa33_1_75/> Her ne kadar Vega bu kategorideki fiziksel profile uysa da diğer gözlemciler bunun gibi bir parlaklık değişim gözlemlemediler. Bu nedenle David Dunlap'ta yapılan ölçümün gözlemsel bir hata olduğu düşünüldü.<ref name=merezhin/><ref name=hayes1984/> Ancak 2007'de yayımlanan bir  makale şunu çıkardı: Yapılan ölçülü analiz ve önceki araştırmaların sonucunda Vega genellikle %1-2, bazı özel durumlardaysa %4'e kadar görünür büyüklüğünün değişebilir.<ref name=gray2007/> Bunun yanında 2011'deki bir makale de Vega'nın uzun dönemli parlaklık değişimini onaylıyor.<ref name=butkovskaya2011/>

1979'da bir Aerobee 350'den White Sands Missile Range'den fırlatılan X-ray teleskobundan gözlemlendiği üzere Vega ilk [[X ışını|X ışınları]] yayan yalnız anakol yıldızıydı.<ref name=apj229_661/> 1983'te Vega toz diski olduğu keşfedilmiş ilk yıldızdı. İnfrared Astronomical Satellite Vega'dan kızılötesi ışınlar çıktığını keşfetti, bu ışınların da Vega'nın etrafındaki tozlar yıldız tarafından ısıtılınca oluştuğu keşfedildi.<ref name=nature307_5950_441/>

{{kötü çeviri|tarih=Temmuz 2023}}
== Fiziksel özellikleri ==
[[Tayf]] türü A, yüzey sıcaklığı 9.500 [[Kelvin]] derece olan Vega, Güneş'ten yaklaşık 50 kat daha parlak bir yıldızdır. Kütlesi ise Güneş'in kütlesinin 2,5 katından fazladır. Bu nedenle, iç yakıtını Güneş'ten çok daha hızlı tüketmektedir. Vega'nın ömrünün Güneş'in ömrünün %10'undan bile kısa olacağı tahmin edilmektedir. Buna göre Vega, yaklaşık 1 milyar yıl sonra sönmüş bir yıldız olacaktır.

[[Yıldız sınıflandırma (astronomi)|Yıldız sınıfı]] olarak A0V olan Vega mavi tonlu bir [[anakol|anakol yıldızı]]dır ve çekirdeğinde çoğu yıldızın yaptığı gibi hidrojeni füzyon tepkimesiyle helyuma çevirir. Daha büyük yıldızlar içlerindeki hidrojeni daha hızlı bitirdikleri için ömürleri daha kısadır, bu yüzden Vega'nın ömrü yaklaşık 1 milyar yıldır, Güneş'in ömrünün onda biri kadar.<ref name=ajss40_733/> Şu anda Vega ömrünün neredeyse yarısında, 455 milyon yıl yaşındadır<ref name=apj708_1_71/> . Vega ana hattı terk ettikten sonra kütlesinin çoğunu tüketerek M sınıfı bir kırmızı deve dönüşecek ve bir [[beyaz cüce]]ye dönüşerek ömrünü bitirecek. Şu anda Vega'nın kütlesi Güneşinkinin iki katı kadardır<ref name=nature440_7086_896/>. Vega sahip olduğu yüksek hızlı 16.5 saatlik periyodundan ötürü,<ref name=petit2022/> ve kutuplardan göründüğü için, görünür büyüklüğü(Vega'nın her yerinden aynı parlaklığa sahip olduğu düşünülerek) Güneş'inkinin 57 katı kadar parlak olduğu keşfedildi.<ref name=apj645_1_664/> Eğer ki Vega'nın parlaklığı değişkense, 0.107 günlük bir periyotla Delta Scuti tipi bir yıldız olabilir.<ref name=asp93_2_333/>

Vega'nın çekirdeğinde üretilen enerjinin çoğu karbon-azot-oksijen(CNO) döngüsüyle üretilmektedir, protonları füzyon ile birleştirerek helyum aracılığıyla karbon azot ve oksijen çekirdeğine dönüştürür. Bu işlem 17 milyon Kelvin'de(Güneş'in çekirdeğinden biraz daha sıcak) baskın hale gelir<ref name=salaris_cassisi2005/>, ancak bu işlem Güneş'in içindeki proton-proton zincir füzyon reaksiyonundan daha verimsizdir. CNO döngüsü sıcaklığa karşı oldukça hassastır ve çekirdekte bir konveksiyon bölgesi oluşturur,<ref name=apj601_1_512/> bu bölge de füzyon reaksiyonu sonucunda çekirdekteki 'küllerin' eşit olarak dağıtılmasına yarar. Vega'nın üzerindeki atmosfer radyatif eşitliktedir. Güneş ise çekirdekteki radyasyon bölgesi ve konveksiyon bölgesiyle Vega'dan farklıdır.<ref name=padmanabhan2002/>

Vega'nın enerji akısı diğer birçok yıldıza göre oldukça hassas ölçülmüştür. 5,480 Å'da, akı yoğunluğu 3650 ±%2 Jy olarak ölçülmüştür.<ref name=apj161_1015/> Vega'nın görünür spektrumuna hidrojen tarafından emilme çizgileri hakimdir, özellikle Balmer serilerinde temel kuantum sayısı elektron n = 2 olacak şekildeki hidrojen hakimdir.<ref name=richmond/><ref name=clayton1983/> Diğer elementlerin çizgileri göreceli olarak zayıftır, en güçlüleri sırasıyla iyonlaşmış [[magnezyum]], [[demir]] ve [[krom]]dur.<ref name=mnras197_57/> Vega'nın X ışını yayımı oldukça düşüktür, bu yüzden korona bölgesinin oldukça zayıf ya da hiç olmadığı resmedilmektedir.<ref name=aaa318_215/>  Ancak, Vega'nın kutbu Dünya'ya doğru baktığı için ve kutup bölgesinde korona boşluğu olabileceği için Vega'nın korona bölgesinin olup olmadığının bulunması oldukça zordur,<ref name=apj229_661/><ref name=sao389/> çünkü korona bölgesinden gelecek X ışınları yüksek ihtimalle Dünya'ya doğru bakmayacaktır.<ref name=sao389/><ref name=apj213_5_874/>

Vega'nın manyetik alanı yaklaşık 30G olarak raporlanmıştır, Güneş'in 1G'lik alanına göre 30 kat daha fazla.<ref name=apj229_661/><ref name=aaa500_3_L41/><ref name=sd20090726/> 2015'te Vega'nın yüzeyinde parlak yıldız lekeleri gözlemlendi, bunlar tipik bir A sınıfı yıldızda gözlemlenmiş ilk lekelerdi.<ref name=aa577_A64/>

=== Dönüş ===
Vega 12.5 saatlik bir periyoda sahiptir,<ref name=petit2022/> Güneş'inkinden oldukça hızlıdır (25-35 gün) ve Jüpiter ile Satürn'den de biraz yavaştır. Bu dönüş hızı sebebiyle Vega bu iki gezegen gibi bir [[:en:Spheroid|küremsi'dir]]. 
[[İnterferometri]] ile yüksek doğrulukta Vega'nın çapı ölçüldüğü zaman hiç beklenmedik bir büyüklük olan Güneş'in çapının 2.73 ± 0.01 katı olduğu keşfedilmiştir.<ref name=apj645_1_664/>
Gözlem verisi Vega'nın çapının Sirius'un çapından %60 daha büyük olduğunu gösterdi, ancak tahminler sadece %12 daha büyük olması yönündeydi. Tahminle gerçek arasındaki bu farkın Vega'nın yüksek hızdaki periyodunun sebep olduğu düşünülmektedir.

Vega'nın kutupları Dünya'nın Vega'yı görüş çizgisinden sadece 5° farklıdır, dolayısıyla Dünya'dan bakan bir gözlemci çoğunlukla Vega'nın kutuplarını görür. Vega'nın ekvatordan dönüşünün en iyi tahminleri 236.2 ± 3.7&nbsp;km/s'di<ref name=apj708_1_71/>, kutuplardan gözlemlenenden oldukça yüksek. Böylesine yüksek bir hızda dönmesi sebebiyle Vega ekvatordan şişmiştir, öyle ki ekvatordaki çapı kutuplarından %19 daha büyüktür(kıyas için 6378/6357 ile dünyanın ekvatoru kutuplarından sadece %0.3 daha büyüktür)<ref name=apj708_1_71/>
Yerel yerçekimi kutuplarda ekvatordan daha büyük olduğu için yıldızın [[Etkin sıcaklık|etkin sıcaklığını]] bölgeden bölgeye kutuplarda 10.000K ve ekvatorda 8.152 K olacak şekilde farklılık gözlemlenir.<ref name=apj708_1_71/> Böylesine büyük bir sıcaklık farkı kutuplardan daha çok ışıma yapması ve ekvatorda güçlü bir [[:en:Gravity darkening|"yerçekimi kararması"]]  ile sonuçlanır. Dolayısıyla eğer ki Vega kutuplardan değil de ekvatordan gözlemlenirse parlaklığı daha düşük olacaktır.<ref name=apj645_1_664/><ref name=noao2006/><ref name=adelman2004/>

Vega uzun bir süredir teleskopları kalibre etmek için bir standart olarak kullanılıyordu, ancak Vega'nın böylesine hızlı bir dönüşe sahip olması onun simetrik olduğuna dair bazı sanıların kesin olmadığını ispat ediyor. Ancak artık bu dönüşü ve Vega'ya bakış açımız belirli olduğu için birçok bilimsel enstrümanların ayarlanması daha yüksek doğruluk oranlarıyla gerçekleşecek.<ref name=science317_5836_325/>

=== Element bolluğu ===
Astronomide Helyum'dan daha ağır olan elementler "metal" olarak kategorize edilir. Vega'nın fotosferindeki metal oranı Güneş'in atmosferindeki metal oranının %32'si kadardır. Kıyas için Güneş'in Helyum'dan ağır element oranı Z<sub>Sol</sub> = 0.0172±0.002. Dolayısıyla, Vega'nın sadece %0.54'ü Helyum'dan ağır elementlerden oluşmaktadır.<ref name=apj644_2_1291/>[[Azot]] oranı Güneş'ten biraz daha fazla, [[Oksijen]]'i biraz daha az ve [[Kükürt]] oranı yarısı kadarıdır. Diğer bir deyişle, Vega Güneş'teki ağır elementlerin %10'u ila %30'unu içerir.<ref name=apj708_1_71/>

Vega'nın anormal metal eksikliği onu zayıf bir [[Lambda Boötis yıldızı]] yapar.<ref name=bicds38_137/><ref name=apj548_2_77/> Ancak, A0-F0 [[Yıldız sınıflandırma (astronomi)|yıldız sınıfı]]'nın neden kimyasal olarak böylesine özel olduğu henüz bilinmiyor. Bu kimyasal anomalinin muhtemel bir açıklaması [[difüzyon]] ya da kütle kaybı olabilir, yine de yıldız modelleri böyle bir kimyasal durumun sadece Vega'nın yaşamının sonuna doğru oluşacağını tahmin ediyordu, dolayısıyla bu açıklamanın doğru olması pek muhtemel değil. Başka bir açıklama da Vega'nın oluştuğu [[yıldızlararası ortam]] genel olarak metal yoksunuydu.<ref name=mnras301_4_1099/>

Vega'daki Helyum'un Hidrojene oranı 0.030±0.005'tir ki bu da yaklaşık Güneş'inkinden %40 daha düşüktür. Bu durum yüzeyin yakınındaki [[konveksiyon bölgesi]]nde yeterince Helyum olmadığından kaynaklanmış olabilir. Enerji aktarımı bunun yerine [[radyatif transfer]] ile gerçekleşmektedir, bu da difüzyon sırasında bu anomaliye yol açmış olabilir.<ref name=apj348_712/>

=== Kinematik ===
Vega'nın [[Dikeyhız|dikey hızı]] Dünya'dan yıldıza bakıldığında ona bakış açımızdaki değişim demektir. Dünya'dan uzaklaştıkça Vega'nın ışığı daha düşük bir frekansa(yani kızıla) yahut Dünya'ya yaklaştıkça daha yüksek bir frekansa(maviye) geçecektir. O halde Vega'nın spektrumundaki değişimden Vega'nın hızını ölçebiliriz. Maviye kaymasının hassas ölçümlerine göre hızı -13.9 ± 0.9&nbsp;km/s.<ref name=rgcrv1966/> Eksi işareti Dünya'ya göreceli bir hareket yaptığını gösterir.

Görüş açısının enine yaptığı hareket Vega'nın arka planındaki diğer yıldızlara göre konumunun değişmesine sebep olmaktadır. Yıldız'ın konumunun dikkatli ölçümleri onun açısal hareketini saptamamıza yarar, bu harekete [[Özdevinim (gökbilim)|özdevinim]] denir. Vega'nın özdevinimi yılda [[Sağ açıklık|sağ açıklığa]] ([[Boylam|Boylam'ın]] astronomik terimi) doğru 202.03 ± 0.63 miliarksaniye(mas), [[Dik açıklık|dik açıklığa]](enlem) doğru 287.47 ±0.54 mas/y'lık bir hızı vardır.<ref name=majewski2006/> Vega'nın net özdevinimi 327.78 mas/y'dır ki her 11.000 yılda bir tam açısal harekete yol açar.

[[Galaksi koordinat sistemi|Galaktik koordinat sisteminde]] Vega'nın [[uzay hızı]] özellikleri (U, V, W) = (-16.1 ± 0.3, -6.3 ± 0.8, -7.7 ±0.3) km/s, net uzay hızıysa 19&nbsp;km/s'dir.<ref name=aaa339/> Bu hızın dikey özelliğiyse-Güneş doğrultusunda- 13.9&nbsp;km/s, enine hızıysa 9.9&nbsp;km/s. Her ne kadar Vega şu anda 5. en parlak yıldız olsa da düzgün hareketi sayesinde parlaklığını artırmaktadır.<ref name=moulton1906/> Vega Güneş'e olan en yakın uzaklığını tahmini 264.000 yıl sonra 13.2 ışık yılı ile yapacaktır.<ref name=aa575_A35/>

İlk bakışta Vega'nın kinematik özelliklerine bakılarak, Castor hareket grubu denilen yıldız grubuna ait olduğu düşünülebilir, ancak, Vega bu gruptan oldukça yaşlı olabilir, dolayısıyla bu gruba ait olup olmadığı henüz kesin değildir.<ref name=apj708_1_71/> Bu grup Alfa Librae, [[Alfa Cephei]], [[Castor (yıldız)|Castor]], [[Fomalhaut]] ve Vega dahil 16 yıldız içermektedir. Gruptaki bütün yıldızlar neredeyse aynı yöne doğru benzer hızlarda hareket etmektedirler. Ortak hareket eden bir grupta bulunmak o gruptaki yıldızların aynı kökenden ve açık kümeden geldiğini işaret etmektedir.<ref name=inglis2003/> Bu grubun tahmin edilen yaşı 200 ± 100 milyon yıldır ve ortalama uzay hızları 16.5&nbsp;km/s'dir. Ki Vega'nın yaşı bu gruptan en az 150 milyon yıl daha büyük olduğu için kökeninin bu gruptan farklı olduğu da açıkça görülebilir.<ref name=aaa339/>

=== Debris diski ===
2005'te, Vega'nın etrafındaki tozun [[Spitzer Uzay Teleskobu]] tarafından yüksek çözünürlüklü kızılötesi fotoğrafları üretildi. Bu fotoğrafta diskin 24μm dalga boyunda 43"(330AU), 70μm dalga boyunda 70"(543AU), 160μm dalga boyunda da 105"(815AU) olduğu görünmektedir. Bu çok daha geniş olan dairesel diskler kümeleşmeden, 1-50μm boyutundaki toz parçacıklarından oluştuğu görülmektedir. Bu toz diskinin tahmini kütlesi Dünya'nın 3 × 10<sup>−3</sup> kadarı ve [[Asteroit kuşağı|Asteroit kuşağı'nın]] 7.5 katı kadardır. Bu tozun oluşması [[Kuiper Kuşağı|Kuiper Kuşağı'nın]] kütlesine denk miktarda asteroitin çarpışmasına denktir. Dolayısıyla bu tozun Vega'nın etrafındaki Debris diski tarafından oluşturulması daha olasıdır.<ref name=apj628_1_487/>

Debris diskinin iç sınırları yaklaşık olarak 11 ± 2" ya da 70-100AU olarak tahmin edilmiştir. Bu toz diski Vega'dan çıkan radyasyonla dışarı doğru itilmesiyle oluşmuştur. Ancak, Vega'nın ömrü boyunca üretilmiş toz miktarının oluşması için devasa bir başlangıç kütlesi gerekmektedir-Jüpiter'in yüzlerce katı kadar. Dolayısıyla orta büyüklükteki bir asteroidin ya da kuyrukluyıldızın parçalanmasının tetiklediği, toz haline gelene dek küçülen bir zincirleme çarpışma yaşanmış olabilir. Bu toz diski Vega'nın yaşına görece gençtir ve başka bir çarpışma olmadığı sürece dağılarak ya da yıldızın içerisine çekilerek eninde sonunda yok olacaktır.<ref name="apj628_1_487" />

İlk defa [[:en:David Ciardi|David Ciardi]] ve [[:en:Gerard van Belle|Gerard van Belle]] tarafından [[:en:Palomar Testbed Interferometer|Palomar Testbed İnterferometer]] teleskobuyla 2001'de toz diski gözlemlenmiştir<ref name=apj559_1_237/> ve daha sonra [[:en:CHARA array|CHARA array]]  ile 2006'da Mt. Wildson tarafından ve [[:en:Infrared Optical Telescope Array|Infrared Optical Telescope Array]] ile Mt Hopkins tarafından 2011'de Vega'nın içerisindeki toz diski doğrulanmıştır.<ref name=aaa534_1_237/> Yıldızdan 8 AU uzaklıkta başlayan disk, [[:en:Exozodiacal dust|eksozodiyak tozu]](1-100 mikrometre boyunda taneciklerden oluşan güneşötesi yıldız sistemlerinin düzlemlerini kaplayan toz) yıldızın içerisindeki dinamik karışıklığa kanıt olabilir.<ref name=aaa452_1_237/> Bu yoğun bir meteor ya da kuyrukluyıldız bombardımanı sonucu oluşmuş olabilir ve bir gezegen sistemine kanıt olabilir.<ref name=girault_rime_2006/>

=== Kızılötesi yayımı ===
İnfrared Astronomy uydusunun ilk sonuçları Vega'dan gelen beklenenden fazla kızılötesi ışınlardı. Bu yayım 25, 60 ve 100 μm dalga boylarında gözlemlendi ve 10 arksaniyelik  açısal çapa sahipti. Bu ışınımın çapı ölçüldüğünde 80 AU'ya(Dünya'nın Güneş'e ortalama uzaklığı) eşitti. Bu fazla ışınımın sebebinin Vega'nın etrafında yörüngede olan 1 milimetre boylarındaki parçacıklardan geldiği öne sürüldü, çünkü daha küçük parçacıklar zamanla radyasyon basıncıyla sistemin dışına atılırdı ya da [[Poynting-Robertson sürüklemesi|Poynting-Robertson sürüklenmesiyle]]<ref name="apj285_808"/> yıldıza çekilirdi. Sonraki sonuç da radyasyonun oluşturduğu basınç toz parçacığının yörüngesine ters yönde bir kuvvet oluşturur ve sonuç olarak parçacık yıldıza çekilir. Bu etki çoğunlukla yıldıza yakın parçacıklarda gözlemlenir.<ref name="mnras_97_423"/>

=== Muhtemel gezegenler ===
1997'de [[James Clerk Maxwell Teleskobu]]'ndan yapılan gözlemler "ince ve uzun parlak  bölge"nin Vega'nın 70AU kuzeydoğusunda en çok parladığı gözlemledi. Bu ya toz diskini karışık hale getiren bir gezegen tarafından oluşturulacaktı, ya da toz etrafında olan bir gezegen tarafından oluşturulacaktı. Ancak, [[:en:W. M. Keck Observatory|Keck Teleskobu]]'ndan gelen görseller 16 kadir büyüklüğünde, Jüpiter'in 12 katı kadar ağır bir cisim keşfetti.<ref name=nature392_6678_788/> [[:en:Joint Astronomy Centre|Joint Astronomy Centre]]'deki astronomlar ve Hawaii'deki [[Kaliforniya Üniversitesi, Los Angeles|UCLA]] ekibi hala oluşmakta olan bir gezegen sistemi olabileceğini ileri sürdü.<ref name=jac19980421/>

Bu gezegenin doğası henüz doğrudan belirlenmedi, 2002'de yayımlanmış bir makale kümelerin yaklaşık Jüpiter ağırlığında ve dışmerkezli(eksantrik) yörüngeye sahip bir gezegen tarafından oluşabileceğini hipotize etti. Toz bu gezegenle kaba hareket rezonansına sahip yörüngelerde toplanır ve sonuç olarak kümelenir.<ref name=apj569_2_L115/>

1983 yılında Kızılötesi Gökbilim Uydusu ("Infrared Astronomy Satellite", IRAS), yıldızın [[kızılötesi]] ışın yayan ve taneciklerden oluşan büyük bir haleyle çevrelendiğini saptadı. Disk biçimindeki bu hale daha çok sıcak bir toz bulutuna benzemektedir ve yıldızın merkezinden yaklaşık 815 [[astronomik birim]] uzağa kadar yayılmaktadır. Vega'ya benzer pek çok başka yıldız da ([[Fomalhaut]], [[Denebola]], [[Merak]] gibi) benzer bir diske sahiptir. Vega'nın dönüş ekseninin Dünya'ya dik olduğu, onu çevreleyen disk biçimli toz bulutunun ise yüzünün bize dönük olduğu gözlenmiştir. Yani, yıldızı çevreleyen disk, Güneş'i çevreleyen ve gezegenleri içeren kuşağa benzer biçimde konumlanmıştır. Bu nedenle, Vega'nın bir gezegen sistemi olabileceği ya da böyle bir sistemin oluşmakta olduğu düşüncesi ağırlık kazanmıştır.

[[Dosya:Size Vega.png|upright=0.68|küçükresim|sol|Vega ve Güneş]]

[[Helen Walker]] ve ekibinin [[İngiltere]]'deki Rutherford Appleton Laboratuvar'ına bağlı Kızılötesi Uzay Gözlemevi'nde (Infrared Space Observatory) yürüttüğü çalışmalar, Vega'nın diskinin 200 [[mikron]] büyüklüğünde, yani tipik [[yıldızlararası toz]]dan 200 kat daha büyük taneciklerden oluştuğunu ortaya çıkardı. 2002 yılında ise gök bilimciler, toz bulutunun iki ayrı noktada yoğunlaşarak uç verdiğini duyurdular. Bunlardan biri yıldızın güney batısında, yıldızdan 60 astronomik birim uzakta, diğeri de kuzey doğusunda, yıldızdan 75 astronomik birim uzakta yer almaktaydı. Bu duruma, dışmerkezli (eksantrik) bir yörünge çizen ve görülemeyen bir gezegenin yol açıyor olabileceği düşünülmektedir. Hesaplamalara göre, ancak sarmal bir toz bulutunun içinde dışmerkezli bir yörünge çizmekte olan bir gezegen, yıldızdan uzaktaki iki ayrı noktada bir yoğunlaşmaya neden olabilir. Bu durumun [[Güneş Sistemi]]'nde görülmemesinin nedeni ise, gezegenlerin yörüngelerinin böyle bir etkiyi oluşturacak ölçüde dışmerkezli olmamasıdır. Güneş Sistemi dışında bulunan çok sayıda gezegenin yörüngelerinin dışmerkezli olduğu bilinmektedir. Bu nedenle, [[asimetri]]k toz yoğunlaşmalarının, dış uzaydaki gezegen sistemlerinin ortak özelliklerinden biri olduğu düşünülmektedir.

Öte yandan, bu etkiye bir gezegenin neden olduğu varsayımı dışında, çok büyük [[göktaşı|göktaşlarının]] çarpışmalarının da neden oluyor olabileceği ileri sürülmektedir. Ancak, her ne kadar eldeki verilerle tersi kanıtlanamasa da, Vega'nın iki yanında, birbirine karşıt yönlerde oluşan böylesi büyük çarpışmaların gerçekleşme olasılığı oldukça düşüktür. Eğer Vega'nın gezegenleri varsa, bunlarda [[yaşam]]ın  gelişmiş olması olanaksız gibidir. Kütlesi Güneş'in kütlesinin 2,5 katından fazla olan Vega'nın henüz 200 milyon yıllık geçmişi olduğu tahmin edilmektedir. Bu sürenin, ilkel canlıların gelişmesi için bile çok kısa olduğu söylenebilir.

== Notlar ==
{{Kaynakça|group=not|refs=

}}

== Kaynakça ==
{{Kaynakça|refs=

<ref name=SIMBAD>{{dergi kaynağı | author=Staff | url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?protocol=html&Ident=vega | başlık=V* alf Lyr – Variable Star | dergi=SIMBAD | erişim-tarihi=30 Ekim 2007 | arşivurl=https://web.archive.org/web/20170926021742/http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?protocol=html&Ident=vega | arşivtarihi=26 Eylül 2017 | ölüurl=hayır }}—use the "display all measurements" option to show additional parameters.</ref>

<ref name=aaa474_2_653>{{dergi kaynağı | soyadı1=van Leeuwen | ad1=F. | başlık=Validation of the new Hipparcos reduction | dergi=Astronomy and Astrophysics | cilt=474 | sayı=2 |tarih=November 2007 | sayfalar=653-664|doi=10.1051/0004-6361:20078357 |bibcode=2007A&A...474..653V | arxiv=0708.1752 | s2cid=18759600 }}</ref>

<ref name="nature440_7086_896">{{Akademik dergi kaynağı |yazarlarıgöster=1 | soyadı1=Peterson
| ad1=D. M. | soyadı2=Hummel | ad2=C. A. | soyadı3=Pauls | ad3=T. A. | soyadı4=Armstrong | ad4=J. T. | soyadı5=Benson | ad5=J. A. | soyadı6=Gilbreath | ad6=G. C. | soyadı7=Hindsley | ad7=R. B. | soyadı8=Hutter | ad8=D. J. | soyadı9=Johnston | ad9=K. J. |başlık=Vega is a rapidly rotating star |dergi=Nature |tarih=2006 |cilt=440 |sayı=7086 |sayfalar=896-899| arxiv=astro-ph/0603520 |doi=10.1038/nature04661 | pmid=16612375 |bibcode=2006Natur.440..896P | s2cid=533664
}}</ref>

<ref name="apj628_1_487">{{Akademik dergi kaynağı |yazarlarıgöster=1 | soyadı1=Su | ad1=K. Y. L. | soyadı2=Rieke | ad2=G. H. | soyadı3=Misselt | ad3=K. A. | soyadı4=Stansberry | ad4=J. A. | soyadı5=Moro-Martin | ad5=A. | soyadı6=Stapelfeldt | ad6=K. R. | soyadı7=Werner | ad7=M. W. | soyadı8=Trilling | ad8=D. E. | soyadı9=Bendo | ad9=G. J. |başlık=The Vega Debris Disk: A Surprise from ''Spitzer'' |dergi=The Astrophysical Journal |tarih=2005 |cilt=628 |sayı=1 |sayfalar=487-500|doi=10.1086/430819 |bibcode=2005ApJ...628..487S|arxiv = astro-ph/0504086 | s2cid=18898968 }}</ref>

<ref name="apj124_1_514">{{Akademik dergi kaynağı |yazarlarıgöster=1 | soyadı1=Song | ad1=Inseok | soyadı2=Weinberger | ad2=A. J. | soyadı3=Becklin | ad3=E. E. | soyadı4=Zuckerman | ad4=B. | soyadı5=Chen | ad5=C. |başlık=M-Type Vega-like Stars |url=https://archive.org/details/sim_astronomical-journal_2002-07_124_1/page/514 |dergi=The Astronomical Journal |tarih=2002 |cilt=124 |sayı=1 |sayfalar=514-518|doi=10.1086/341164 |bibcode=2002AJ....124..514S | arxiv=astro-ph/0204255 | s2cid=3450920 }}</ref>

<ref name="Hurt2021">{{Akademik dergi kaynağı |soyadı1=Hurt |ad1=Spencer A. |soyadı2=Quinn |ad2=Samuel N. |soyadı3=Latham |ad3=David W. |soyadı4=Vanderburg |ad4=Andrew |soyadı5=Esquerdo |ad5=Gilbert A. |soyadı6=Calkins |ad6=Michael L. |soyadı7=Berlind |ad7=Perry |soyadı8=Angus |ad8=Ruth |soyadı9=Latham |ad9=Christian A. |soyadı10=Zhou |ad10=George |başlık=A Decade of Radial-velocity Monitoring of Vega and New Limits on the Presence of Planets |dergi=The Astronomical Journal |tarih=21 Ocak 2021 |cilt=161 |sayı=4 |sayfa=157 |doi=10.3847/1538-3881/abdec8 |arxiv=2101.08801 |bibcode=2021AJ....161..157H |s2cid=231693198 }}</ref>

<ref name="IAU-CSN">{{Web kaynağı | url = http://www.pas.rochester.edu/~emamajek/WGSN/IAU-CSN.txt | başlık = IAU Catalog of Star Names | yayıncı = IAU Division C: Education, Outreach and Heritage (WGSN) | tarih = 21 Ağustos 2016 | erişimtarihi = 28 Temmuz 2016 | arşivurl = https://web.archive.org/web/20160812092144/http://www.pas.rochester.edu/~emamajek/WGSN/IAU-CSN.txt | arşivtarihi = 12 Ağustos 2016}}</ref>

<ref name=aaa391_3_1039>{{dergi kaynağı | yazarları-göster=1 | soyadı1=Kinman | ad1=T. | soyadı2=Castelli | ad2=F. | başlık=The determination of T<sub>eff</sub> for metal-poor A-type stars using V and 2MASS J, H and K magnitudes | dergi=Astronomy and Astrophysics | tarih=2002 | cilt=391 | sayı=3 | sayfalar=1039-1052|doi=10.1051/0004-6361:20020806 |bibcode=2002A&A...391.1039K | doi-access=ücretsiz }}</ref>

<ref name=rgcrv1966>{{konferans kaynağı | ad1=D. S. | soyadı1=Evans |bölüm=The Revision of the General Catalogue of Radial Velocities |başlık=Proceedings from IAU Symposium no. 30 |dergi=Determination of Radial Velocities and Their Applications |cilt=30 |sayfa=57 |tarih=June 20–24, 1966 |yer=London, England |bibcode=1967IAUS...30...57E }}</ref>

<ref name=apj645_1_664>{{dergi kaynağı | yazarları-göster=1 | soyadı1=Aufdenberg | ad1=J.P. | soyadı2=Mérand | ad2=A. | soyadı3=Coudé du Foresto | ad3=V. | soyadı4=Absil | ad4=O. | soyadı5=Di Folco | ad5=E. | soyadı6=Kervella | ad6=P. | soyadı7=Ridgway | ad7=S. T. | soyadı8=Berger | ad8=D. H. | soyadı9=ten Brummelaar | ad9=T. A. | başlık=First results from the CHARA Array: VII. Long-Baseline Interferometric Measurements of Vega Consistent with a Pole-On, Rapidly Rotating Star? | url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_2006-07-01_645_1/page/n669 | dergi=Astrophysical Journal | tarih=2006 | cilt=645 | sayı=1 | sayfalar=664-675|doi=10.1086/504149 |bibcode=2006ApJ...645..664A | arxiv=astro-ph/0603327 | s2cid=13501650 }}</ref>

<ref name=stellarium>{{Web kaynağı | url = http://www.stellarium.org | başlık = Calculation by the ''Stellarium'' application version 0.10.2 | erişimtarihi =28 Temmuz 2009| arşivurl = https://web.archive.org/web/20051013061508/http://www.stellarium.org | arşivtarihi = 13 Ekim 2005}}</ref>

<ref name=barger_white2000>{{kitap kaynağı | yazarları-göster=1 | soyadı1=Barger | ad1=M. Susan | soyadı2=White | ad2=William B. | tarih=2000 |orig-date=First published 1991 | başlık=The Daguerreotype: Nineteenth-Century Technology and Modern Science | yayıncı=JHU Press | sayfa=88 | isbn=978-0-8018-6458-2 }}</ref>

<ref name=paps24_166>{{dergi kaynağı | soyadı=Barker | ad=George F. | başlık=On the Henry Draper Memorial Photographs of Stellar Spectra | url=https://archive.org/details/biostor-203237 | dergi=Proceedings of the American Philosophical Society | tarih=1887 | cilt=24 | sayfalar=[https://archive.org/details/biostor-203237/page/n0 166]-172}}</ref>

<ref name=pasp2_10_249>{{dergi kaynağı | yazarları-göster=1 | soyadı1=Holden | ad1=Edward S. | soyadı2=Campbell | ad2=W. W. | başlık=Photographs of Venus, Mercury and Alpha Lyræ in Daylight | dergi=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | tarih=1890 | cilt=2 | sayı=10 | sayfalar=249-250|doi=10.1086/120156 |bibcode=1890PASP....2..249H | s2cid=120286863 | doi-access=ücretsiz }}</ref>

<ref name=aip>{{Web kaynağı | çalışma = Tools of Cosmology | url = https://history.aip.org/exhibits/cosmology/tools/tools-spectroscopy.htm | başlık = Spectroscopy and the Birth of Astrophysics | yayıncı = American Institute of Physics | erişimtarihi =29 Mart 2022| arşivurl = https://web.archive.org/web/20170220170649/https://history.aip.org/exhibits/cosmology/tools/tools-spectroscopy.htm | arşivtarihi = 20 Şubat 2017}}</ref>

<ref name=klaus2002>{{kitap kaynağı | ad=Klaus | soyadı=Hentschel | tarih=2002 | başlık=Mapping the Spectrum: Techniques of Visual Representation in Research and Teaching | url=https://archive.org/details/mappingspectrumt0000hent | yayıncı=Oxford University Press | isbn=978-0-19-850953-0 }}</ref>

<ref name=berry1899>{{kitap kaynağı | ad=Arthur | soyadı=Berry | tarih=1899 | başlık=A Short History of Astronomy | url=https://archive.org/details/ashorthistoryas00berrgoog | yayıncı=Charles Scribner's Sons |yer=New York | isbn=978-0-486-20210-5 }}</ref>

<ref name=debarbat1988>{{kitap kaynağı | ad=Wolfgang R. | soyadı=Dick | soyadı2=Ruben | ad2=G. | tarih=1988 | kısım=The First Successful Attempts to Determine Stellar Parallaxes in the Light of the Bessel/Struve Correspondence | başlık=Mapping the Sky: Past Heritage and Future Directions | sayfalar=119-121| yayıncı=Springer | isbn=978-90-277-2810-4 |doi=10.1017/S007418090013949X }}</ref>

<ref name=astroprof>{{Web kaynağı | yazar = Anonymous | tarih =28 Haziran 2007| url = http://astroprofspage.com/archives/1011 | başlık = The First Parallax Measurements | yayıncı = Astroprof | erişimtarihi =12 Kasım 2007| arşivurl = https://web.archive.org/web/20071017235655/http://astroprofspage.com/archives/1011 | arşivtarihi = 17 Ekim 2007}}</ref>

<ref name=garfinkle1997>{{kitap kaynağı | ad=Robert A. | soyadı=Garfinkle | tarih=1997 | başlık=Star-Hopping: Your Visa to Viewing the Universe | url=https://archive.org/details/starhoppingyourv0000garf | yayıncı=Cambridge University Press | isbn=978-0-521-59889-7 }}</ref>

<ref name=ajss45_83>{{dergi kaynağı | soyadı=Cochran | ad=A. L. | başlık=Spectrophotometry with a self-scanned silicon photodiode array. II – Secondary standard stars | dergi=Astrophysical Journal Supplement Series | tarih=1981 | cilt=45 | sayfalar=83-96|doi=10.1086/190708 |bibcode=1981ApJS...45...83C }}</ref>

<ref name=apj117_313>{{dergi kaynağı | yazarları-göster=1 | soyadı=Johnson | ad=H. L. | yazar2=Morgan, W. W. | başlık=Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas | url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1953-05_117_3/page/313 | dergi=Astrophysical Journal | tarih=1953 | cilt=117 | sayfalar=313-352|doi=10.1086/145697 |bibcode=1953ApJ...117..313J }}</ref>

<ref name=eso20020306>{{web kaynağı | soyadı=Walsh | ad=J. | tarih=6 Mart 2002| url=http://www.eso.org/observing/standards/spectra/hr7001.html | arşivurl=https://web.archive.org/web/20070209043623/http://www.eso.org/observing/standards/spectra/hr7001.html | arşivtarihi=9 Şubat 2007| başlık=Alpha Lyrae (HR7001) | çalışma=Optical and UV Spectrophotometric Standard Stars | yayıncı=ESO | erişimtarihi=15 Kasım 2007}}—flux versus wavelength for Vega.</ref>

<ref name=mcmahon2005>{{Web kaynağı | soyadı = McMahon | ad = Richard G. | tarih =23 Kasım 2005| url = http://www.ast.cam.ac.uk/~rgm/magnitudes/vega_hl75.dat | biçim = Text | başlık = Notes on Vega and magnitudes | yayıncı = University of Cambridge | erişimtarihi =7 Kasım 2007| arşivurl = https://web.archive.org/web/20001028055231/http://www.ast.cam.ac.uk/~rgm/magnitudes/vega_hl75.dat | arşivtarihi = 28 Ekim 2000}}</ref>

<ref name=araa33_1_75>{{dergi kaynağı | ad1=A. | yazarları-göster=1 | soyadı1=Gautschy | ad2=H. | soyadı2=Saio | başlık=Stellar Pulsations Across The HR Diagram: Part 1 | dergi=Annual Review of Astronomy and Astrophysics | tarih=1995 | cilt=33 | sayı=1 | sayfalar=75-114|doi=10.1146/annurev.aa.33.090195.000451 |bibcode=1995ARA&A..33...75G }}</ref>

<ref name=merezhin>{{Web kaynağı | yazarları-göster = 1 | soyadı1 = I.A. | ad1 = Vasil'yev | soyadı2 = Merezhin | ad2 = V. P. | soyadı3 = Nalimov | ad3 = V. N. | soyadı4 = Novosyolov | ad4 = V. A. | url = http://www.konkoly.hu/pub/ibvs/3301/3308.txt | başlık = On the Variability of Vega | tarih =17 Mart 1989| yayıncı = Commission 27 of the I.A.U | erişimtarihi =30 Ekim 2007| arşivurl = https://web.archive.org/web/20170923035950/http://www.konkoly.hu/pub/ibvs/3301/3308.txt | arşivtarihi = 23 Eylül 2017}}</ref>

<ref name=GSM>{{kitap kaynağı | soyadı=Perryman | ad=Michael | başlık=The Making of History's Greatest Star Map |yer=Heidelberg | yayıncı=Springer-Verlag | tarih=2010 |doi=10.1007/978-3-642-11602-5 | seri=Astronomers' Universe | isbn=978-3-642-11601-8 |bibcode=2010mhgs.book.....P | url=https://cds.cern.ch/record/1338896 | erişim-tarihi=21 Temmuz 2023 | arşivurl=https://web.archive.org/web/20210418045601/http://cds.cern.ch/record/1338896 | arşivtarihi=18 Nisan 2021 | ölüurl=hayır }}</ref>

<ref name=hayes1984>{{konferans kaynağı |ad=D. S. |soyadı=Hayes |bölüm=Stellar absolute fluxes and energy distributions from 0.32 to 4.0 microns |başlık=Proceedings of the Symposium, Calibration of fundamental stellar quantities |dergi=Calibration of Fundamental Stellar Quantities |cilt=111 |sayfalar=225-252|tarih=May 24–29, 1984 |bibcode=1985IAUS..111..225H}}</ref>

<ref name=nature307_5950_441>{{dergi kaynağı | yazarları-göster=1 | soyadı1=Harvey | ad1=Paul E. | soyadı2=Wilking | ad2=Bruce A. | soyadı3=Joy | ad3=Marshall | başlık=On the far-infrared excess of Vega | dergi=Nature | tarih=1984 | cilt=307 | sayı=5950 | sayfalar=441-442|doi=10.1038/307441a0 |bibcode=1984Natur.307..441H | s2cid=4330793 }}</ref>

<ref name=pasachoff2000>{{kitap kaynağı | ad1=Jay M. | soyadı1=Pasachoff | tarih=2000 | başlık=A Field Guide to Stars and Planets | seri=4th | yayıncı=Houghton Mifflin Field Guides | isbn=978-0-395-93431-9 }}</ref>

<ref name=upgren1998>{{kitap kaynağı | ad=Arthur R. | soyadı=Upgren | tarih=1998 | başlık=Night Has a Thousand Eyes: A Naked-Eye Guide to the Sky, Its Science, and Lore | url=https://archive.org/details/nighthasthousand0000upgr | yayıncı=Basic Books | isbn=978-0-306-45790-6 |bibcode=1998nhte.book.....U }}</ref>

<ref name=ajss40_733>{{dergi kaynağı | yazarları-göster=1 | soyadı1=Mengel | ad1=J. G. | soyadı2=Demarque | ad2=P. | soyadı3=Sweigart | ad3=A. V. | soyadı4=Gross | ad4=P. G. | başlık=Stellar evolution from the zero-age main sequence | dergi=Astrophysical Journal Supplement Series | tarih=1979 | cilt=40 | sayfalar=733-791|doi=10.1086/190603 |bibcode=1979ApJS...40..733M }}—From pages 769–778: for stars in the range {{kayma|1.75 < ''M'' < 2.2}}, {{kayma|0.2 < Y < 0.3}} and {{kayma|0.004 < ''Z'' < 0.01}}, stellar models give an age range of {{val|0.43|–|1.64|e=9|u=years}} between a star joining the main sequence and turning off to the red giant branch. With a mass closer to 2.2, however, the interpolated age for Vega is less than a billion.</ref>

<ref name=bohlin>{{dergi kaynağı|bibcode=2004AJ....127.3508B|başlık=Hubble Space Telescope Absolute Spectrophotometry of Vega from the Far-Ultraviolet to the Infrared|url=https://archive.org/details/sim_astronomical-journal_2004-06_127_6/page/3508|dergi=The Astronomical Journal|cilt=127|sayı=6|sayfalar=3508-3515|soyadı1=Bohlin|ad1=R. C.|soyadı2=Gilliland|ad2=R. L.|yıl=2004|doi=10.1086/420715|doi-access=ücretsiz}}</ref>

<ref name=gcvs>{{dergi kaynağı|bibcode=2009yCat....102025S|başlık=VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007–2013)|dergi=VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S|cilt=1|sayfa=02025|soyadı1=Samus|ad1=N. N.|soyadı2=Durlevich|ad2=O. V.|yıl=2009|yazarları-göster=etal}}</ref>

<ref name=gray2003>{{dergi kaynağı|bibcode=2003AJ....126.2048G|arxiv=astro-ph/0308182|başlık=Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 parsecs: The Northern Sample I|url=https://archive.org/details/sim_astronomical-journal_2003-10_126_4/page/2048|dergi=The Astronomical Journal|cilt=126|sayı=4|sayfalar=2048|soyadı1=Gray|ad1=R. O.|soyadı2=Corbally|ad2=C. J.|soyadı3=Garrison|ad3=R. F.|soyadı4=McFadden|ad4=M. T.|soyadı5=Robinson|ad5=P. E.|yıl=2003|doi=10.1086/378365|s2cid=119417105}}</ref>

<ref name=ducati>{{dergi kaynağı|bibcode=2002yCat.2237....0D|başlık=VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system|dergi=CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues|cilt=2237|soyadı1=Ducati|ad1=J. R.|yıl=2002}}</ref>

<ref name="Gatewood2008">{{dergi kaynağı|bibcode=2008AJ....136..452G|doi= 10.1088/0004-6256/136/1/452|başlık = Astrometric Studies of Aldebaran, Arcturus, Vega, the Hyades, and Other Regions|url=https://archive.org/details/sim_astronomical-journal_2008-07_136_1/page/452|dergi = The Astronomical Journal|cilt = 136|sayı = 1|sayfalar =452-460|yıl = 2008|soyadı1 = Gatewood|ad1 = George|doi-access=ücretsiz}}</ref>

<ref name=apj708_1_71>{{dergi kaynağı | yazarları-göster=1 | soyadı1=Yoon | ad1=Jinmi | soyadı2=Peterson | ad2=Deane M. | soyadı3=Kurucz | ad3=Robert L. | soyadı4=Zagarello | ad4=Robert J. | başlık=A New View of Vega's Composition, Mass, and Age | dergi=The Astrophysical Journal | cilt=708 | sayı=1 | sayfalar=71-79|tarih=January 2010 |doi=10.1088/0004-637X/708/1/71 |bibcode=2010ApJ...708...71Y | doi-access=ücretsiz }}</ref>

<ref name=petit2022>{{dergi kaynağı|bibcode=2022A&A...666A..20P | başlık=A decade-long magnetic monitoring of Vega | soyadı1=Petit | ad1=P. | soyadı2=Böhm | ad2=T. | soyadı3=Folsom | ad3=C. P. | soyadı4=Lignières | ad4=F. | soyadı5=Cang | ad5=T. | dergi=Astronomy and Astrophysics | yıl=2022 | cilt=666 | sayfalar=A20|doi=10.1051/0004-6361/202143000 | arxiv=2208.09196 | s2cid=251710497 }}</ref>

<ref name=allen1963>{{kitap kaynağı | ad1=Richard Hinckley | soyadı1=Allen | tarih=1963 | başlık=Star Names: Their Lore and Meaning | yayıncı=Courier Dover Publications | isbn=978-0-486-21079-7  | url=https://archive.org/details/starnamestheirlo00alle }}</ref>

<ref name=kendall1845>{{kitap kaynağı | ad1=E. Otis | soyadı1=Kendall |yazarbağı1=E. Otis Kendall | tarih=1845 | başlık=Uranography: Or, A Description of the Heavens; Designed for Academics and Schools; Accompanied by an Atlas of the Heavens | yayıncı=Oxford University Press |yer=Philadelphia }}</ref>

<ref name=apj429_2_L81>{{dergi kaynağı | yazarları-göster=1 | soyadı1=Gulliver | ad1=Austin F. | soyadı2=Hill | ad2=Graham | soyadı3=Adelman | ad3=Saul J. | başlık=Vega: A rapidly rotating pole-on star | dergi=The Astrophysical Journal | tarih=1994 | cilt=429 | sayı=2 | sayfalar=L81-L84|doi=10.1086/187418 |bibcode=1994ApJ...429L..81G }}</ref>

<ref name=aaa323_L49>{{dergi kaynağı | yazarları-göster=1 | soyadı1=Perryman | ad1=M. A. C. | soyadı2=Lindegren | ad2=L. | soyadı3=Kovalevsky | ad3=J. | soyadı4=Hoeg | ad4=E. | soyadı5=Bastian | ad5=U. | soyadı6=Bernacca | ad6=P. L. | soyadı7=Crézé | ad7=M. | soyadı8=Donati | ad8=F. | soyadı9=Grenon | ad9=M. | başlık=The Hipparcos Catalogue | dergi=Astronomy and Astrophysics | tarih=1997 | cilt=323 | sayfalar=L49-L52|bibcode=1997A&A...323L..49P }}</ref>

<ref name="tomkin1998">{{dergi kaynağı|başlık=Once and Future Celestial Kings|url=https://archive.org/details/sim_sky-and-telescope_1998-04_95_4/page/59|tarih=April 1998|sayı=4|sayfalar=59-63|dergi=Sky and Telescope|cilt=95|soyadı=Tomkin|ad=Jocelyn|bibcode=1998S&T....95d..59T}} – based on computations from [[HIPPARCOS]] data. (The calculations exclude stars whose distance or [[proper motion]] is uncertain.) [ftp://tlgleonid.asuscomm.com/HITACHI/BOOK_ASTRO/S&T/SkyandTelescope_1998%20-%20astronomy/04/199804059063.pdf PDF]{{dead link|date=November 2017|bot=InternetArchiveBot|fix-attempted=yes}}</ref>

<ref name=asp93_2_333>{{dergi kaynağı | soyadı=Fernie | ad=J. D. | başlık=On the variability of Vega | dergi=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | tarih=1981 | cilt=93 | sayı=2 | sayfalar=333-337|bibcode=1981PASP...93..333F |doi=10.1086/130834 | doi-access=ücretsiz }}</ref>

<ref name=gray2007>{{dergi kaynağı |soyadı=Gray|ad=Raymond|tarih=2007|başlık=The Problems with Vega|dergi=The Future of Photometric, Spectrophotometric and Polarimetric Standardization, ASP Conference Series, Proceedings of a Conference Held 8–11 May 2006 in Blankenberge, Belgium|cilt=364|sayfalar=305-|bibcode= 2007ASPC..364..305G }}</ref>

<ref name=butkovskaya2011>{{dergi kaynağı |soyadı=Butkovskaya|ad=Varvara|tarih=2011|başlık=The long-term variability of Vega|dergi=Astronomische Nachrichten|cilt=332|sayı=9–10|sayfalar=956-960|doi=10.1002/asna.201111587|bibcode= 2011AN....332..956B }}</ref>

<ref name=apj229_661>{{dergi kaynağı | yazarları-göster=1 | soyadı1=Topka | ad1=K. | soyadı2=Fabricant | ad2=D. | soyadı3=Harnden | ad3=F.R. Jr. | soyadı4=Gorenstein | ad4=P. | soyadı5=Rosner | ad5=R. | başlık=Detection of soft X-rays from Alpha Lyrae and Eta Bootis with an imaging X-ray telescope | url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1979-04-15_229_2/page/n214 | dergi=Astrophysical Journal | tarih=1979 | cilt=229 | sayfa=661 |doi=10.1086/157000 |bibcode=1979ApJ...229..661T }}</ref>

<ref name=salaris_cassisi2005>{{kitap kaynağı | yazarları-göster=1 | soyadı1=Salaris | ad1=Maurizio | soyadı2=Cassisi | ad2=Santi | tarih=2005 | başlık=Evolution of Stars and Stellar Populations | url=https://archive.org/details/evolutionofstars0000sala  | sayfa=[https://archive.org/details/evolutionofstars0000sala/page/120 120] | yayıncı=John Wiley and Sons | isbn=978-0-470-09220-0 }}</ref>

<ref name=apj601_1_512>{{dergi kaynağı | yazarları-göster=1 | soyadı1=Browning | ad1=Matthew | soyadı2=Brun | ad2=Allan Sacha | soyadı3=Toomre | ad3=Juri | başlık=Simulations of core convection in rotating A-type stars: Differential rotation and overshooting | url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_2004-01-20_601_1/page/n521 | dergi=Astrophysical Journal | tarih=2004 | cilt=601 | sayı=1 | sayfalar=512-529|doi=10.1086/380198 |bibcode=2004ApJ...601..512B | arxiv = astro-ph/0310003 | s2cid=16201995 }}</ref>

<ref name=padmanabhan2002>{{kitap kaynağı | ad=Thanu | soyadı=Padmanabhan | tarih=2002 | başlık=Theoretical Astrophysics | yayıncı=Cambridge University Press | isbn=978-0-521-56241-6 }}</ref>

<ref name=apj161_1015>{{dergi kaynağı | yazarları-göster=1 | soyadı1=Oke | ad1=J. B. | soyadı2=Schild | ad2=R. E. | başlık=The Absolute Spectral Energy Distribution of Alpha Lyrae | url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1970-09_161_3/page/1015 | dergi=Astrophysical Journal | tarih=1970 | cilt=161 | sayfalar=1015-1023|doi=10.1086/150603 |bibcode=1970ApJ...161.1015O }}</ref>

<ref name=richmond>{{Web kaynağı | soyadı = Richmond | ad = Michael | url = http://spiff.rit.edu/classes/phys440/lectures/boltz/boltz.html | başlık = The Boltzmann Equation | yayıncı = Rochester Institute of Technology | erişimtarihi =15 Kasım 2007| arşivurl = https://web.archive.org/web/20040325051325/http://spiff.rit.edu/classes/phys440/lectures/boltz/boltz.html | arşivtarihi = 25 Mart 2004}}</ref>

<ref name=clayton1983>{{kitap kaynağı | ad=Donald D. | soyadı=Clayton | tarih=1983 | başlık=Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis | url=https://archive.org/details/principlesofstel0000clay  | yayıncı=University of Chicago Press | isbn=978-0-226-10953-4 }}</ref>

<ref name=mnras197_57>{{dergi kaynağı | soyadı=Michelson | ad=E. | başlık=The near ultraviolet stellar spectra of alpha Lyrae and beta Orionis | dergi=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | tarih=1981 | cilt=197 | sayfalar=57-74|bibcode=1981MNRAS.197...57M |doi=10.1093/mnras/197.1.57| doi-access=ücretsiz }}</ref>

<ref name=aaa318_215>{{dergi kaynağı | soyadı=Schmitt | ad=J. H. M. M. | başlık=Coronae on solar-like stars | dergi=Astronomy and Astrophysics | tarih=1999 | cilt=318 | sayfalar=215-230|bibcode=1997A&A...318..215S }}</ref>

<ref name=sao389>{{dergi kaynağı | soyadı=Vaiana | ad=G. S. | tarih=1980 | başlık=Stellar Coronae – Overview of the Einstein / CFA Stellar Survey In: ''Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun'' | dergi=SAO Special Report | cilt=389 | sayı=389 |editör=A. K. Dupree | sayfalar=195-215|bibcode=1980SAOSR.389..195V }}</ref>

<ref name=apj213_5_874>{{dergi kaynağı | yazarları-göster=1 | soyadı1=Munro | ad1=R. H. | soyadı2=Jackson | ad2=B. V. |tarih=May 1977 | başlık=Physical properties of a polar coronal hole from 2 to 5 solar radii | dergi=Astrophysical Journal | cilt=213 | sayı=5 | sayfalar=874-86|bibcode=1977ApJ...213..874M |doi=10.1086/155220 }}</ref>

<ref name=aaa500_3_L41>{{dergi kaynağı | yazarları-göster=1 | soyadı1=Lignières | ad1=F. | soyadı2=Petit | ad2=P. | soyadı3=Böhm | ad3=T. | soyadı4=Aurière | ad4=M. | tarih=2009 | başlık=First evidence of a magnetic field on Vega | dergi=Astronomy & Astrophysics | cilt=500 | sayı=3 | sayfalar=L41-L44|doi=10.1051/0004-6361/200911996 |bibcode=2009A&A...500L..41L|arxiv = 0903.1247 | s2cid=6021105 }}</ref>

<ref name=sd20090726>{{Web kaynağı | yazar = Staff | başlık = Magnetic Field On Bright Star Vega | çalışma = Science Daily | tarih = 26 Temmuz 2009 | url = https://www.sciencedaily.com/releases/2009/06/090623111947.htm | erişimtarihi =30 Temmuz 2009| arşivurl = https://web.archive.org/web/20090626044424/https://www.sciencedaily.com/releases/2009/06/090623111947.htm | arşivtarihi = 26 Haziran 2009}}</ref>

<ref name=aa577_A64>{{dergi kaynağı
 | yazarları-göster=1 | soyadı1=Böhm | ad1=T.
 | soyadı2=Holschneider | ad2=M. | soyadı3=Lignières | ad3=F.
 | soyadı4=Petit | ad4=P. | soyadı5=Rainer | ad5=M.
 | soyadı6=Paletou | ad6=F. | soyadı7=Wade | ad7=G.
 | soyadı8=Alecian | ad8=E. | soyadı9=Carfantan | ad9=H.
 | soyadı10=Blazère | ad10=A. | soyadı11=Mirouh | ad11=G. M.
 | başlık=Discovery of starspots on Vega. First spectroscopic detection of surface structures on a normal A-type star
 | dergi=Astronomy & Astrophysics
 | cilt=577 |tanıtıcı=A64 | sayfa=12 | tarih=May 2015
 |doi=10.1051/0004-6361/201425425 |bibcode=2015A&A...577A..64B
 | arxiv=1411.7789 | s2cid=53548120 }}</ref>

<ref name=noao2006>{{Web kaynağı | yazar = Staff | tarih =10 Ocak 2006| başlık = Rapidly Spinning Star Vega has Cool Dark Equator | yayıncı = National Optical Astronomy Observatory | url = http://www.noao.edu/outreach/press/pr06/pr0603.html | erişimtarihi =18 Kasım 2007| arşivurl = https://web.archive.org/web/20060615023604/http://www.noao.edu/outreach/press/pr06/pr0603.html | arşivtarihi = 15 Haziran 2006}}</ref>

<ref name=adelman2004>{{dergi kaynağı | soyadı=Adelman | ad=Saul J. | başlık=The physical properties of normal A stars | dergi=Proceedings of the International Astronomical Union | cilt=2004 |sayı=IAUS224 | sayfalar=1-11| tarih=July 2004 |doi=10.1017/S1743921304004314 |bibcode=2004IAUS..224....1A | doi-access=ücretsiz }}</ref>

<ref name=science317_5836_325>{{dergi kaynağı | soyadı=Quirrenbach | ad=Andreas | başlık=Seeing the Surfaces of Stars | dergi=Science | tarih=2007 | cilt=317 | sayı=5836 | sayfalar=325-326|doi=10.1126/science.1145599 | pmid=17641185 | s2cid=118213499 }}</ref>

<ref name=apj644_2_1291>{{dergi kaynağı | yazarları-göster=1 | soyadı1=Antia | ad1=H. M. | soyadı2=Basu | ad2=Sarbani | başlık=Determining Solar Abundances Using Helioseismology | dergi=The Astrophysical Journal | tarih=2006 | cilt=644 | sayı=2 | sayfalar=1292-1298|doi=10.1086/503707 |bibcode=2006ApJ...644.1292A |arxiv = astro-ph/0603001 | s2cid=15334093 }}</ref>

<ref name=bicds38_137>{{dergi kaynağı | yazarları-göster=1 | soyadı1=Renson | ad1=P. | soyadı2=Faraggiana | ad2=R. | soyadı3=Boehm | ad3=C. | başlık=Catalogue of Lambda Bootis Candidates | dergi=Bulletin d'Information du Centre de Données Stellaires | tarih=1990 | cilt=38 | sayfalar=137-149|bibcode=1990BICDS..38..137R }}—Entry for HD 172167 on p. 144.</ref>

<ref name=apj548_2_77>{{dergi kaynağı | yazarları-göster=1 | soyadı1=Qiu | ad1=H. M. | soyadı2=Zhao | ad2=G. | soyadı3=Chen | ad3=Y. Q. | soyadı4=Li | ad4=Z. W. | başlık=The Abundance Patterns of Sirius and Vega | dergi=The Astrophysical Journal | tarih=2001 | cilt=548 | sayı=2 | sayfalar=77-115|doi=10.1086/319000 |bibcode=2001ApJ...548..953Q | doi-access=ücretsiz }}</ref>

<ref name=mnras301_4_1099>{{dergi kaynağı | yazarları-göster=1 | soyadı1=Martinez | ad1=Peter | soyadı2=Koen | ad2=C. | soyadı3=Handler | ad3=G. | soyadı4=Paunzen | ad4=E. | başlık=The pulsating lambda Bootis star HD 105759 | dergi=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | tarih=1998 | cilt=301 | sayı=4 | sayfalar=1099-1103|doi=10.1046/j.1365-8711.1998.02070.x |bibcode=1998MNRAS.301.1099M | doi-access=ücretsiz }}</ref>

<ref name=apj348_712>{{dergi kaynağı | yazarları-göster=1 | soyadı1=Adelman | ad1=Saul J. | soyadı2=Gulliver | ad2=Austin F. | başlık=An elemental abundance analysis of the superficially normal A star Vega | dergi=Astrophysical Journal, Part 1 | tarih=1990 | cilt=348 | sayfalar=712-717|doi=10.1086/168279 |bibcode=1990ApJ...348..712A }}</ref>

<ref name=majewski2006>{{web kaynağı |soyadı1=Majewski |ad1=Steven R. |tarih=2006 |url=http://www.astro.virginia.edu/class/majewski/astr551/lectures/VELOCITIES/velocities.html |arşivurl=https://archive.today/20120125061201/http://www.astro.virginia.edu/class/majewski/astr551/lectures/VELOCITIES/velocities.html |arşivtarihi=25 Ocak 2012|başlık=Stellar Motions |yayıncı=University of Virginia |erişimtarihi=27 Eylül 2007}}—The net proper motion is given by:
:<math>\begin{smallmatrix}\mu = \sqrt{ {\mu_\delta}^2 + {\mu_\alpha}^2 \cdot \cos^2 \delta }\ =\ 327.78\ \text{mas/y} \end{smallmatrix}</math>
where <math>\mu_\alpha</math> and <math>\mu_\delta</math> are the components of proper motion in the R.A. and Declination, respectively, and <math>\delta</math> is the Declination.</ref>

<ref name=aaa339>{{dergi kaynağı | soyadı=Barrado y Navascues | ad=D. | başlık=The Castor moving group. The age of Fomalhaut and VEGA | dergi=Astronomy and Astrophysics | tarih=1998 | cilt=339 | sayfalar=831-839|bibcode=1998A&A...339..831B |arxiv = astro-ph/9905243 }}</ref>

<ref name=moulton1906>{{kitap kaynağı | ad=Forest Ray | soyadı=Moulton | tarih=1906 | sayfa=[https://archive.org/details/anintroductiont19unkngoog/page/n534 502] | başlık=An Introduction to Astronomy | url=https://archive.org/details/anintroductiont19unkngoog | yayıncı=The Macmillan company }}</ref>

<ref name=aa575_A35>{{dergi kaynağı
 | soyadı1=Bailer-Jones | ad1=C. A. L.
 | başlık=Close encounters of the stellar kind
 | dergi=Astronomy & Astrophysics
 | cilt=575 |tanıtıcı=A35 | sayfa=13 | tarih=March 2015
 |doi=10.1051/0004-6361/201425221
 |bibcode=2015A&A...575A..35B
 | arxiv=1412.3648 | s2cid=59039482
 }}</ref>

<ref name=inglis2003>{{kitap kaynağı | ad=Mike | soyadı=Inglis | tarih=2003 | başlık=Observer's Guide to Stellar Evolution: The Birth, Life, and Death of Stars | yayıncı=Springer | isbn=978-1-85233-465-9 }}</ref>

<ref name=apj559_1_237>{{dergi kaynağı | yazarları-göster=1 | soyadı1=Ciardi | ad1=David R. | soyadı2=van Belle | ad2=Gerard T. | soyadı3=Akeson | ad3=Rachel L. | soyadı4=Thompson | ad4=Robert R. | soyadı5=Lada | ad5=Elizabeth A. | soyadı6=Howell | ad6=Steve B. | başlık=On The Near-Infrared Size of Vega | url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_2001-09-20_559_1/page/n240 | dergi=The Astrophysical Journal | tarih=2001 | cilt=559 | sayı=1 | sayfalar=237-244|bibcode=2001ApJ...559.1147C |doi=10.1086/322345 |arxiv = astro-ph/0105561 | s2cid=15898697 }}</ref>

<ref name=aaa534_1_237>{{dergi kaynağı | yazarları-göster=1 | soyadı1=Defrère | ad1=D. | soyadı2=Absil | ad2=O. | soyadı3=Augereau | ad3=J.C. | soyadı4=Di Folco | ad4=E. | başlık=Hot exozodiacal dust resolved around Vega with IOTA/IONIC | dergi=Astronomy and Astrophysics | tarih=2011 | cilt=534 | sayfalar=A5|doi=10.1051/0004-6361/201117017 |bibcode=2011A&A...534A...5D | arxiv = 1108.3698 | s2cid=8291382 }}</ref>

<ref name=aaa452_1_237>{{dergi kaynağı | yazarları-göster=1 | soyadı1=Absil | ad1=O. | soyadı2=di Folco | ad2=E. | soyadı3=Mérand | ad3=A. | soyadı4=Augereau | ad4=J.-C. | soyadı5=Coudé du Foresto | ad5=V. | soyadı6=Aufdenberg | ad6=J. P. | soyadı7=Kervella | ad7=P. | soyadı8=Ridgway | ad8=S. T. | soyadı9=Berger | ad9=D. H. | başlık=Circumstellar material in the Vega inner system revealed by CHARA/FLUOR | dergi=Astronomy and Astrophysics | tarih=2006 | cilt=452 | sayı=1 | sayfalar=237-244|doi=10.1051/0004-6361:20054522 |bibcode=2006A&A...452..237A |arxiv = astro-ph/0604260 | s2cid=2165054 }}</ref>

<ref name=girault_rime_2006>{{Web kaynağı | soyadı = Girault-Rime | ad = Marion | tarih = Yaz 2006 | url = http://www2.cnrs.fr/en/578.htm | başlık = Vega's Stardust | yayıncı = CNRS International Magazine | erişimtarihi =19 Kasım 2007| arşivurl = https://web.archive.org/web/20061010220153/http://www2.cnrs.fr/en/578.htm | arşivtarihi = 10 Ekim 2006}}</ref>

<ref name=apj285_808>{{dergi kaynağı | yazarları-göster=1 | soyadı1=Harper | ad1=D. A. | soyadı2=Loewenstein | ad2=R. F. | soyadı3=Davidson | ad3=J. A. | başlık=On the nature of the material surrounding VEGA | dergi=Astrophysical Journal, Part 1 | tarih=1984 | cilt=285 | sayfalar=808-812|doi=10.1086/162559 |bibcode=1984ApJ...285..808H }}</ref>

<ref name=mnras_97_423>{{dergi kaynağı | soyadı1=Robertson | ad1=H. P. |yazarbağı= Howard Percy Robertson | başlık=Dynamical effects of radiation in the solar system | dergi=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | cilt=97 | sayı=6 | sayfalar=423-438|tarih=April 1937 |bibcode=1937MNRAS..97..423R |doi=10.1093/mnras/97.6.423| doi-access=ücretsiz }}</ref>

<ref name=nature392_6678_788>{{dergi kaynağı | yazarları-göster=1 | soyadı1=Holland | ad1=Wayne S. | soyadı2=Greaves | ad2=Jane S. | soyadı3=Zuckerman | ad3=B. | soyadı4=Webb | ad4=R. A. | soyadı5=McCarthy | ad5=Chris | soyadı6=Coulson | ad6=Iain M. | soyadı7=Walther | ad7=D. M. | soyadı8=Dent | ad8=William R. F. | soyadı9=Gear | ad9=Walter K. | başlık=Submillimetre images of dusty debris around nearby stars | dergi=Nature | tarih=1998 | cilt=392 | sayı=6678 | sayfalar=788-791|bibcode=1998Natur.392..788H |doi=10.1038/33874 | s2cid=4373502 }}</ref>

<ref name=jac19980421>{{web kaynağı|yazar=Staff |tarih=21 Nisan 1998|başlık=Astronomers discover possible new Solar Systems in formation around the nearby stars Vega and Fomalhaut |yayıncı=Joint Astronomy Centre |url=http://outreach.jach.hawaii.edu/pressroom/1998_vega/ |erişimtarihi=29 Ekim 2007|arşivurl=https://web.archive.org/web/20081216160151/http://outreach.jach.hawaii.edu/pressroom/1998_vega/ |arşivtarihi=16 Aralık 2008}}</ref>

<ref name=apj569_2_L115>{{dergi kaynağı | yazarları-göster=1 | soyadı1=Wilner| ad1=D. | soyadı2=Holman | ad2=M. | soyadı3=Kuchner | ad3=M. | soyadı4=Ho | ad4=P. T. P. | başlık=Structure in the Dusty Debris around Vega | dergi=The Astrophysical Journal | tarih=2002 | cilt=569 | sayı=2 | sayfalar=L115-L119|doi=10.1086/340691 |bibcode=2002ApJ...569L.115W |arxiv = astro-ph/0203264 | s2cid=36818074}}</ref>

<ref name=mnras314_4_702>{{dergi kaynağı | yazarları-göster=1 | soyadı1=Dent | ad1=W. R. F. | soyadı2=Walker | ad2=H. J. | soyadı3=Holland | ad3=W. S. | soyadı4=Greaves | ad4=J. S. | başlık=Models of the dust structures around Vega-excess stars | url=https://archive.org/details/sim_monthly-notices-of-the-royal-astronomical-society_2000-06-01_314_4/page/n60 | dergi=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | tarih=2000 | cilt=314 | sayı=4 | sayfalar=702-712|doi=10.1046/j.1365-8711.2000.03331.x |bibcode=2000MNRAS.314..702D | doi-access=ücretsiz }}</ref>

<ref name=apj598_2_1321>{{dergi kaynağı | soyadı=Wyatt | ad=M. | başlık=Resonant Trapping of Planetesimals by Planet Migration: Debris Disk Clumps and Vega's Similarity to the Solar System | url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_2003-12-01_598_2/page/n618 | dergi=The Astrophysical Journal | yıl=2003 | cilt=598 | sayı=2 | sayfalar=1321-1340|doi=10.1086/379064 |bibcode=2003ApJ...598.1321W |arxiv = astro-ph/0308253 | s2cid=10755059 }}</ref>

<ref name=roe20031201>{{Web kaynağı | yazarları-göster = 1 | soyadı1 = Gilchrist | ad1 = E. | tarih =1 Aralık 2003| soyadı2 = Wyatt | ad2 = M. | soyadı3 = Holland | ad3 = W. | soyadı4 = Maddock | ad4 = J. | soyadı5 = Price | ad5 = D. P. | başlık = New evidence for Solar-like planetary system around nearby star | yayıncı = Royal Observatory, Edinburgh | url = http://www.roe.ac.uk/roe/support/pr/pressreleases/vega.html | erişimtarihi =30 Ekim 2007| arşivurl = https://web.archive.org/web/20040314112539/http://www.roe.ac.uk/roe/support/pr/pressreleases/vega.html | arşivtarihi = 14 Mart 2004}}</ref>

<ref name=apj652_2_1729>{{dergi kaynağı | yazarları-göster=1 | soyadı1=Itoh | ad1=Yoichi | soyadı2=Oasa | ad2=Yumiko | soyadı3=Fukagawa | ad3=Misato | başlık=Coronagraphic Search for Extrasolar Planets around ε Eri and Vega | dergi=The Astrophysical Journal | tarih=2006 | cilt=652 | sayı=2 | sayfalar=1729-1733|doi=10.1086/508420 |bibcode=2006ApJ...652.1729I | arxiv=astro-ph/0608362 | s2cid=119542260 }}</ref>

<ref name=aaa531>{{dergi kaynağı | yazarları-göster=1 | soyadı1=Piétu | ad1=V. | soyadı2=di Folco | ad2=E. | soyadı3=Guilloteau | ad3=S. | soyadı4=Gueth | ad4=F. | soyadı5=Cox | ad5=P. | başlık=High-sensitivity search for clumps in the Vega Kuiper-belt. New PdBI 1.3 mm observations | dergi=Astronomy & Astrophysics | cilt=531 |tarih=July 2011 |doi=10.1051/0004-6361/201116796 |bibcode=2011A&A...531L...2P | arxiv=1105.2586 | sayfalar=L2| s2cid=55674804 }}</ref>

<ref name=pasp97_180>{{dergi kaynağı | yazarları-göster=1 | soyadı1=Campbell | ad1=B. | soyadı2=Garrison | ad2=R. F. | başlık=On the inclination of extra-solar planetary orbits | dergi=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | tarih=1985 | cilt=97 | sayfalar=180-182|doi=10.1086/131516 |bibcode=1985PASP...97..180C | doi-access=ücretsiz }}</ref>

<ref name=mnras55_429>{{dergi kaynağı | soyadı=Knobel | ad=E. B. | başlık=Al Achsasi Al Mouakket, on a catalogue of stars in the Calendarium of Mohammad Al Achsasi Al Mouakket | dergi=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | cilt=55 | sayı=8 | sayfalar=429-438|tarih=June 1895 |bibcode=1895MNRAS..55..429K |doi=10.1093/mnras/55.8.429| doi-access=ücretsiz }}</ref>

<ref name=massey2001>{{kitap kaynağı |ad=Gerald |soyadı=Massey |tarih=2001 |başlık=Ancient Egypt: the Light of the World |yayıncı=Adamant Media Corporation <!--|ISBN=140217442X --> |isbn=978-1-60206-086-9}}</ref>

<ref name=olcott1911>{{kitap kaynağı | ad=William Tyler | soyadı=Olcott | tarih=1911 | başlık=Star Lore of All Ages: A Collection of Myths, Legends, and Facts Concerning the Constellations of the Northern Hemisphere | url=https://archive.org/details/starloreofallage00olcouoft | yayıncı=G.P. Putnam's sons | isbn=978-0-7873-1096-7 |bibcode=1911slaa.book.....O }}</ref>

<ref name=houlding2005>{{Web kaynağı | soyadı = Houlding | ad = Deborah | tarih = December 2005 | url = http://www.skyscript.co.uk/lyre.html | başlık = Lyra: The Lyre | yayıncı = Sktscript | erişimtarihi =4 Kasım 2007| arşivurl = https://web.archive.org/web/20060818093631/http://www.skyscript.co.uk/lyre.html | arşivtarihi = 18 Ağustos 2006}}</ref>

<ref name=brill7_292>{{kitap kaynağı | yazarları-göster=1 | ad1=M. Th. | soyadı1=Houtsma | soyadı2=Wensinck | ad2=A. J. | soyadı3=Gibb | ad3=H. A. R. | soyadı4=Heffening | ad4=W. | soyadı5=Lévi-Provençal | tarih=1987 | başlık=E. J. Brill's First Encyclopaedia of Islam, 1913–36 | cilt=VII | sayfa=292 | yayıncı=E.J. Brill }}</ref>

<ref name=chaikin1990>{{kitap kaynağı | ad=Andrew L. | soyadı=Chaikin | editör1-soyadı=Beatty | editör1-ad=J. K. | editör2-soyadı=Petersen | editör2-ad=C. C. | tarih=1990 | başlık=The New Solar System | seri=4th | yayıncı=Cambridge University Press |yer=Cambridge, England | isbn=978-0-521-64587-4 }}</ref>

<ref name=roy_clarke2003>{{kitap kaynağı | ad1=Archie E. | yazarları-göster=1 | soyadı1=Roy | soyadı2=Clarke | ad2=David | tarih=2003 | başlık=Astronomy: Principles and Practice | yayıncı=CRC Press | isbn=978-0-7503-0917-2 }}</ref>

<ref name=jps28_18>{{dergi kaynağı | soyadı1=Smith | ad1=S. Percy | başlık=The Fatherland of the Polynesians – Aryan and Polynesian Points of Contact | dergi=The Journal of the Polynesian Society | tarih=1919 | cilt=28 | sayfalar=18-20| url=https://books.google.com/books?id=0sh9-6UH644C&pg=PA27 | erişim-tarihi=21 Temmuz 2023 | arşivurl=https://web.archive.org/web/20230318160827/https://books.google.com/books?id=0sh9-6UH644C&pg=PA27 | arşivtarihi=18 Mart 2023 | ölüurl=hayır }}</ref>

<ref name="sibthorpe2010">{{dergi kaynağı
 | başlık=The Vega debris disc: A view from Herschel
 | yazarları-göster=1
 | soyadı1=Sibthorpe | ad1=B. | soyadı2=Vandenbussche | ad2=B.
 | soyadı3=Greaves | ad3=J. S. | soyadı4=Pantin | ad4=E.
 | soyadı5=Olofsson | ad5=G. | soyadı6=Acke | ad6=B.
 | soyadı7=Barlow | ad7=M. J. | soyadı8=Blommaert | ad8=J. A. D. L.
 | soyadı9=Bouwman | ad9=J. | soyadı10=Brandeker | ad10=A.
 | soyadı11=Cohen | ad11=M. | soyadı12=De Meester | ad12=W.
 | soyadı13=Dent | ad13=W. R. F. | soyadı14=di Francesco | ad14=J.
 | soyadı15=Dominik | ad15=C. | soyadı16=Fridlund | ad16=M.
 | soyadı17=Gear | ad17=W. K. | soyadı18=Glauser | ad18=A. M.
 | soyadı19=Gomez | ad19=H. L. | soyadı20=Hargrave | ad20=P. C.
 | soyadı21=Harvey | ad21=P. M. | soyadı22=Henning | ad22=Th.
 | soyadı23=Heras | ad23=A. M. | soyadı24=Hogerheijde | ad24=M. R.
 | soyadı25=Holland | ad25=W. S. | soyadı26=Ivison | ad26=R. J.
 | soyadı27=Leeks | ad27=S. J. | soyadı28=Lim | ad28=T. L.
 | soyadı29=Liseau | ad29=R. | soyadı30=Matthews | ad30=B. C.
 | soyadı31=Naylor | ad31=D. A. | soyadı32=Pilbratt | ad32=G. L.
 | soyadı33=Polehampton | ad33=E. T. | soyadı34=Regibo | ad34=S.
 | soyadı35=Royer | ad35=P. | soyadı36=Sicilia-Aguilar | ad36=A.
 | soyadı37=Swinyard | ad37=B. M. | soyadı38=Waelkens | ad38=C.
 | soyadı39=Walker | ad39=H. J. | soyadı40=Wesson | ad40=R.
 | dergi=Astronomy and Astrophysics | cilt=518 | sayfalar=L130|tanıtıcı=L130 | tarih=2010
 |doi=10.1051/0004-6361/201014574 |bibcode=2010A&A...518L.130S
 | arxiv=1005.3543 | s2cid=6461181
 }}</ref>

<ref name=aeea>{{Web kaynağı | url = http://aeea.nmns.edu.tw/2006/0607/ap060703.html | dil = zh |çeviribaşlık= AEEA (Activities of Exhibition and Education in Astronomy) | başlık = 天文教育資訊網 | tarih =3 Temmuz 2006| erişimtarihi =6 Ocak 2019| arşivurl = https://web.archive.org/web/20070930155433/http://aeea.nmns.edu.tw/2006/0607/ap060703.html | arşivtarihi = 30 Eylül 2007}}</ref>

<ref name=zh>{{kitap kaynağı|author=陳久金|başlık=中國星座神話|url=https://books.google.com/books?id=0Vex0rYzdu8C|yıl=2005|yayıncı=五南圖書出版股份有限公司|isbn=978-986-7332-25-7|erişim-tarihi=21 Temmuz 2023|arşivurl=https://web.archive.org/web/20230722082055/https://books.google.com/books?id=0Vex0rYzdu8C|arşivtarihi=22 Temmuz 2023|ölüurl=hayır}}</ref>}}

== Dış bağlantılar ==
{{Commons kategori}}
* {{Kaynak | başlık=Vega | eser=SolStation | url=http://www.solstation.com/stars/vega.htm | erişimtarihi=9 Kasım 2005 | arşivurl=https://web.archive.org/web/20051227090212/http://www.solstation.com/stars/vega.htm | arşivtarihi=27 Aralık 2005 | ölüurl=hayır }}
* {{Kaynak
 | soyadı=Gilchrist
 | ad=Eleanor
 | tarih=1 Aralık 2003
 | eşyazarlar=Wyatt, Mark; Holland, Wayne; Price, Douglas Pierce; Maddock, Julia
 | başlık=New evidence for Solar-like planetary system around nearby star
 | yayıncı=Joint Astronomy Centre
 | url=http://outreach.jach.hawaii.edu/pressroom/2003_vegasolar/
 | erişimtarihi=10 Kasım 2007
 | arşivurl=https://web.archive.org/web/20090923182639/http://outreach.jach.hawaii.edu/pressroom/2003_vegasolar/
 | arşivtarihi=23 Eylül 2009
 | ölüurl=evet}}
* {{Kaynak
 | yazar=Gay Yee Hill and Dolores Beasley
 | tarih=10 Ocak 2005
 | başlık=Spitzer Sees Dusty Aftermath of Pluto-Sized Collision
 | yayıncı=NASA/Spitzer Space Telescope
 | url=http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2005-01/release.shtml
 | erişimtarihi=2 Kasım 2007
 | arşivurl=https://web.archive.org/web/20070518105642/http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2005-01/release.shtml
 | arşivtarihi=18 Mayıs 2007
 | ölüurl=hayır
 }}
* [http://www.vega.org.uk/video/subseries/16 Sir Harry Kroto, NL presents 8 Astrophysical Lectures including discussion of Vega]{{Webarşiv|url=https://web.archive.org/web/20120206213750/http://www.vega.org.uk/video/subseries/16 |tarih=6 Şubat 2012 }} Freeview videos provided by the Vega Science Trust.

{{Çalgı'daki yıldızlar}}
{{Otorite kontrolü}}

[[Kategori:Bayer cisimleri|Lyrae, Alpha]]
[[Kategori:Flamsteed cisimleri|Lyrae, 3]]
[[Kategori:Delta Scuti değişenleri]]
[[Kategori:Lambda Boötis yıldızları]]
[[Kategori:Çalgı takımyıldızı]]
[[Kategori:Çöküntü çemberleri]]
[[Kategori:A-tipi ana kol yıldızları]]
[[Kategori:Kuzey kutup yıldızları]]
[[Kategori:Navigasyon yıldızı]]