Преглед на кодот на Вега

{{Starbox begin
}}
{{Starbox image
 | image=
   {{Location mark
 | image=Lyra constellation map mk.svg
 | float=center | width=220 | position=right
 | mark=Red circle.svg | mark_width=15 | mark_link=Vega (star)
 | x%=61.2 | y%=42.8
 }}
 | caption=Местоположба на Вега (заокружено)
}}
{{Starbox observe
| epoch=[[J2000.0]]
| constell=[[Лира (соѕвездие)|Лира]]
| pronounce={{IPAc-en|'|v|iː|g|@}}<ref>{{OED|Vega}}</ref><ref name=MW>{{MW|Vega}}</ref><ref name=Kunitzsch/> or {{IPAc-en|'|v|ei|g|@}}<ref name=MW/>
| ra={{RA|18|36|56.33635}}<ref name=aaa474_2_653/>
| dec={{DEC|+38|47|01.2802}}<ref name=aaa474_2_653/>
| appmag_v=+0.026<ref name=bohlin/> (−0.02{{snd}}+0.07)<ref name=gcvs/>
}}
{{Starbox character
| type=[[Главна низа]]
| class=A0Va<ref name=gray2003/>
| b-v=0.00<ref name=ducati/>
| u-b=0.00<ref name=ducati/>
| variable=[[Променлива ѕвезда од типот на Делта Штит|Делта Штит]]<ref name=gcvs/>
}}
{{Starbox astrometry
| radial_v=−13.9{{±|0.9}}<ref name=rgcrv1966/>
| prop_mo_ra=200.94<ref name=aaa474_2_653/>
| prop_mo_dec=286.23<ref name=aaa474_2_653/>
| parallax=130.23
| p_error=0.36
| parallax_footnote=<ref name=aaa474_2_653/>
| absmag_v=+0.582<ref name="Gatewood2008"/>
}}
{{Starbox detail
| mass={{val|2.15|0.10|0.15}}<ref name=monnier2012/>
| radius={{val|2.726|0.006}} (екватор), {{val|2.418|0.008}} (пол)<ref name=monnier2012/>
| axis inclination = 4.975{{±|0.081}}<ref name=apj708_1_71/>
| rotational_velocity={{val|21.3|0.2}}<ref name=monnier2012/>
| rotation={{val|16.3|ul=hours}}<ref name=petit2022/>
| luminosity={{val|47.2|0.2}}<ref name=monnier2012/>
| temperature={{val|10070|90|fmt=commas}} (пол), {{val|8910|130|fmt=commas}} (екватор)<ref name=monnier2012/>
| age_myr={{val|700|150|75}}<ref name=monnier2012/>
| metal_fe=−0.5<ref name=aaa391_3_1039/>
| gravity=4.1{{±|0.1}}<ref name=apj645_1_664/>
}}
{{Starbox catalog
| names = {{odlist | name=Wega<ref name=allen1963/> | name2=Lucida&nbsp;Lyrae<ref name="kendall1845"/> | B=Alpha&nbsp;Lyrae, α&nbsp;Lyrae | F=3&nbsp;Lyrae | BD=+38°3238 | GCTP=4293.00 | HD=172167 | GJ=721 | HIP=91262 | HR=7001 | LTT=15486 | SAO=67174 }}<ref name=SIMBAD/>
}}
{{Starbox reference
|Simbad=Vega
}}
{{Starbox end}}

'''Вега''' ('''Алфа Лира''', '''α Лира''') — најсветлата [[ѕвезда]] во северното [[соѕвездие]] [[Лира (соѕвездие)|Лира]]. Ја има [[Бајерово означување|Бајеровата ознака]] '''α Lyrae''', која е латинизирана во '''Alpha Lyrae''' и скратено '''Alpha Lyr''' или '''α Lyr'''. Оваа ѕвезда е релативно блиску на само 25 светлосни години од [[Сонце]]то и е една од најсветлите ѕвезди во [[Месен Меѓуѕвезден Облак|Сончевото соседство]]. Таа е [[Список на најсветли ѕвезди|петта најсветла ѕвезда]] на ноќното небо и втора најсветла ѕвезда на [[Северна небесна полутопка|северната небесна полутопка]], по [[Арктур]].

Вега е опширно проучувана од астрономите, што довело до тоа да се нарече „веројатно следната најважна ѕвезда на небото по Сонцето“.<ref name=apj429_2_L81/> Вега била северната поларна ѕвезда околу 12.000 п.н.е. и ќе биде повторно околу 13.727 година, кога нејзината деклинација ќе биде {{DEC|+86|14}} <ref name=stellarium/>. Вега станала првата ѕвезда освен Сонцето на која се фотографирале нејзиниот лик и спектар.<ref name=barger_white2000/><ref name=paps24_166/> Таа била една од првите ѕвезди чие растојание било проценето преку мерења на [[паралакса]]. Вега функционирала како основна линија за калибрирање на скалата на фотометриската осветленост и била една од ѕвездите користени за дефинирање на нултата точка за фотометрискиот систем UBV.

Вега е само околу една десетина од возраста на Сонцето, но бидејќи е 2,1 пати помасивна, очекуваниот животен век исто така е една десетина од оној на Сонцето; и двете ѕвезди во моментов се приближуваат до средината на нивниот животен век на [[Главна низа|главната низа]]. Во споредба со Сонцето, Вега има помало изобилство на [[Металичност|елементи потешки од хелиумот]]<ref name=aaa391_3_1039/>. Вега е исто така [[променлива ѕвезда]] - односно ѕвезда чија светлина варира. Брзо [[Ѕвездено вртење|се врти]] со брзина од {{Вред|236|u=km/s}} на екваторот. Ова предизвикува екваторот да се испакнува нанадвор поради [[Центрифугална сила|центрифугалните]] ефекти и, како резултат на тоа, постои варијација на температурата низ [[фотосфера]]та на ѕвездата која достигнува максимум на половите. Од Земјата, Вега е забележана од правец на еден од овие полови.<ref name=nature440_7086_896/>

Врз основа на набљудувањата на повеќе [[Инфрацрвено зрачење|инфрацрвено]] зрачење од очекуваното, се смета дека Вега има [[Околуѕвезден диск|кружен околуѕвезден диск]] од [[Вселенска прашина|прашина]]. Оваа прашина најверојатно е резултат на судири меѓу објекти во орбитирачки [[остаточен диск]], што е аналогно на [[Кајперов Појас|Кајперовиот Појас]] во [[Сончев Систем|Сончевиот Систем]]<ref name=apj628_1_487/>. Ѕвездите кои прикажуваат инфрацрвен вишок поради емисија на прашина се нарекуваат ѕвезди слични на Вега.<ref name=apj124_1_514/> Во 2021 година, со методот на [[радијална брзина]] бил откриен кандидат ултра жежок Нептун на 2,43-дневна орбита околу Вега, дополнително, уште еден можен сигнал од масата на Сатурн со период од околу 200 денови.<ref name="Hurt2021"/>

== Номенклатура == 
[[Податотека:LyraCC.jpg|thumb|left|upright|Вега е најсветлата ѕвезда во соѕвездието Лира.]]

''[[α]] Лира'' ([[Латинизација на имиња|латинизирано]] како ''Alpha Lyrae'') е [[Бајерово означување|Бајерова ознака]] на ѕвездата. Традиционалното име ''Лира'' (претходно ''Wega''<ref name=allen1963/>) доаѓа од слободна транслитерација на [[Арапски јазик|арапскиот]] збор ''{{transliteration|ar|wāqi'}}'' ([[арапски]]: <big>واقع</big>) што значи „паѓање“ или „слетување“, преку фразата ''{{transliteration|ar|an-nasr al-wāqi'}}'' ([[арапски]]: <big>النّسر الْواقع</big>), „паѓачкиот орел“.<ref name=glasse2008/> Во 2016 година, [[Меѓународен астрономски сојуз|Меѓународниот астрономски сојуз]] (МАС) организирал [[Работна група за имиња на ѕвезди]] (РГИЅ)<ref name="WGSN"/> за каталогизирање и стандардизирање на официјалните имиња на ѕвезди. Првото соопштение на РГИЅ од јули 2016 година<ref name="WGSN1"/> вклучувл табела со првите две серии од имиња одобрени од РГИЅ; меѓу кои била и ''Вега'' за оваа ѕвезда. Денес, името е внесено во [[Работна група за имиња на ѕвезди|Каталогот на имиња на ѕвездите]] на МАС.<ref name="IAU-CSN"/>

== Набљудување == 
[[Image:Summer triangle.png|left|thumb|upright=1.2| [[Летен Триаголник]]]]

Вега често може да се види блиску до [[зенит]]от на средните северни [[Географска ширина|географски широчини]] за време на летото во [[Северна полутопка|северната полутопка]].<ref name=pasachoff2000/> Од средните јужни широчини, таа може да се види ниско над северниот хоризонт за време на [[Зима на јужната полутопка|јужната зима]]. Со [[деклинација]] од +38.78°, Вега може да се види само на географски широчини северно од 51° ЈГШ. Поради ова, таа воопшто не се појавува никаде на [[Антарктик]] или во најјужниот дел на Јужна Америка, вклучувајќи го и [[Пунта Аренас]], [[Чиле]] (53° ЈГШ). На широчини северно од 51° СГШ, Вега останува постојано над хоризонтот како [[околуполарна ѕвезда]]. Околу 1 јули, Вега го достигнува полноќниот [[кулминација|кулминациски]] момент кога ја преминува [[Небесен меридијан|меридијан]]от во тоа време.<ref name=burnham1978/> Истовремено, Вега се спушта и го допира хоризонтот на  Север на полноќ на 31 декември/1 јануари, како што се гледа од 51° СГШ.

[[File:Path of Vega at winter solstice.png|thumb|Патеката на Вега на зимската краткодневица, како што се гледа од 51°N]]

[[File:Precession N.gif|thumb|Патеката на северниот небесен пол меѓу ѕвездите поради прецесија. Вега е светлата ѕвезда на дното]]

Секоја ноќ, позициите на ѕвездите изгледа дека се менуваат како што Земјата се врти. Меѓутоа, кога ѕвезда се наоѓа на оска на вртење на Земјата, таа ќе остане на истата позиција и затоа се нарекува [[поларна ѕвезда]]. Насоката на оска на вртење на Земјата постепено се менува со текот на времето во процесот познат како [[Прецесија (астрономија)|прецесија]]. Циклусот на прецесија трае 25.770 години,<ref name=chaikin1990/> за време на кој полот на вртење на Земјата следи кружна патека низ [[небесната сфера]] што поминува блиску до неколку значајни ѕвезди. Во моментов, поларна ѕвезда е [[Северница]], но околу 12.000 п.н.е. полот бил насочен само пет степени од Вега. Преку прецесија, полот повторно ќе премине близу до Вега околу 14.000 г. од нашата ера.<ref name=roy_clarke2003/> Вега е најсветлата од последователните северни поларни ѕвезди.<ref name="allen1963"/> Во 210.000 години, Вега ќе стане [[историски најсветли ѕвезди|најсветла ѕвезда]] на ноќното небо,<ref name=tomkin1998/> и ќе достигне врвна светлина за 290.000 години со видлива величина од –0.81.<ref name=tomkin1998/>

Оваа ѕвезда лежи на [[Теме (геометрија)|теме]] на широко распрснат [[астеризам]] наречен [[Летен триаголник]], кој се состои од Вега и уште две ѕвезди од прва величина, [[Алтаир]], во [[Аквила (соѕвездие)|Аквила]], и [[Денеб]] во [[Лебед (соѕвездие)|Лебед]].<ref name=pasachoff2000/> Оваа формација има приближна форма на [[прав триаголник]], со Вега која се наоѓа на неговиот [[прав агол]]. Летниот триаголник е препознатлив на северните неба бидејќи во негова близина има малку други светли ѕвезди.<ref name=upgren1998/>

== Историја на набљудувања ==

[[File:Vega by Stephen Rahn.jpg|thumb|Астрофотографија на Вега]]
[[File:The first image of Vega.jpg|left|thumb|upright=1.2|„Ноќта од 16-17 јули 1850, [[Џон Адамс Випл]] и [[Вилијам Кранч Бонд]] ја направија првата [[дагереотипија]] на ѕвезда (Вега)"]]

[[Астрофотографија]]та, односно [[фотографија]]та на небесни тела, започнала во 1840 година кога [[Џон Вилијам Дрејпер]] кој направил слика на [[Месечината]] користејќи го процесот на [[дагереотипија]]. На 17 јули 1850 година, Вега станала првата ѕвезда (освен Сонцето) што била фотографирана, кога [[Вилијам Кранч Бонд]] и [[Џон Адамс Випл]] ја снимиле во Опсерваторијата на Харвардскиот колеџ, повторно користејќи дагереотипија.<ref name=allen1963/><ref name=barger_white2000/><ref name=pasp2_10_249/> Во август 1872 година, [[Хенри Дрејпер]] направил фотографија од [[спектар]]от на Вега, што претставувала првата фотографија од спектарот на некоја ѕвезда, покажувајќи линии на апсорпција.<ref name=paps24_166/> Слични линии претходно биле идентификувани во спектарот на Сонцето.<ref name=aip/> Во 1879 година, [[Вилијам Хагинс]] користел фотографии од спектрите на Вега и слични ѕвезди за да идентификува сет од дванаесет „многу силни линии“ кои биле заеднички за оваа категорија на ѕвезди. Подоцна било утврдено дека овие линии потекнуваат од [[Балмерова серија|Балмеровата серија]] на водород.<ref name=klaus2002/> Од 1943 година, спектарот на оваа ѕвезда служи како еден од стабилните наводни точки за класификација на други ѕвезди.<ref name=baas25_1319/>

Растојанието до Вега може да се утврди преку мерење на нејзината паралакса во споредба со позадинските ѕвезди додека [[Земјата]] орбитира околу Сонцето. [[Џузепе Каландрели]] забележал паралакса на ѕвездите во 1805-06 година и пресметал вредност од 4 секунди за ѕвездата, што било големо преценување.<ref name=gore1904>{{cite book | author=Гор, Џ.Е. | url=https://archive.org/details/studiesinastrono00gorerich/page/42/mode/1up | title=Студии во астрономијата |publisher=Chatto & Windus |year=1904 |place=Лондон |page=42}}</ref> Првата личност што ја објавила паралаксата на ѕвезда бил [[Фридрих Георг Вилхелм фон Струве]], кога објавил вредност од 0.125 арксекунди  ({{val|0.125|u="}}) за Вега.<ref name=berry1899/> [[Фридрих Бесел]] бил скептичен во врска со податоците на Струве и, кога Бесел објавил паралакса од 0.314″ за ѕвездениот систем [[61 Лебед]], Струве ја ревидирал својата вредност за паралаксата на Вега и ја зголемил на речиси двојно повеќе од првичната проценка. Оваа промена дополнително ги фрлила податоците на Струве во сомнеж. Така, повеќето астрономи во тоа време, вклучувајќи го и Струве, го признале Бесел за првиот што објавил резултати за паралакса. Сепак, првичниот резултат на Струве бил близу до моментално прифатената вредност од 0.129″,<ref name=debarbat1988/><ref name=astroprof/> утврдена од [[Хипаркос]] [[астрометриски]]от сателит.<ref name=aaa474_2_653/><ref name=aaa323_L49/><ref name=GSM/>

Светлината на ѕвезда, како што се гледа од Земјата, се мери со стандардизирана [[логаритамска скала]]. Оваа [[Привидна ѕвездена величина|привидна величина]] е нумеричка вредност која се намалува со зголемување на светлината на ѕвездата. Најслабите ѕвезди што можат да се видат со голо око се од шеста величина, додека најсветлата на ноќното небо, [[Сириус]], има величина од −1,46. За да се стандардизира скалата за величина, астрономите ја избрале Вега и неколку слични ѕвезди и ја просекувале нивната светлина за да претставуваат величина нула на сите бранови должини. Така, многу години, Вега се користела како основа за калибрација на апсолутната [[фотометрија|фотометриска]] скала на светлина.<ref name=garfinkle1997/> Сепак, ова повеќе не е случај, бидејќи нултата точка на видливата величина денес обично се дефинира во однос на специфичен бројчено дефиниран [[флукс]]. Овој пристап е попогоден за астрономите, бидејќи Вега не е секогаш достапна за калибрација и нејзината светлина варира.<ref name=ajss45_83/>

[[UBV фотометриски систем]] ја мери величината на ѕвездите преку ултравиолетови, сини и жолти филтри, произведувајќи вредности ''U'', ''B'' и ''V'', соодветно. Вега е една од шесте [[ѕвезди од главната низа од А-тип|ѕвезди од тип А0V]] кои биле користени за поставување на почетните средни вредности за овој фотометриски систем кога бил воведен во 1950-тите. Средните величини за овие шест ѕвезди биле дефинирани како: {{nowrap|''U'' − ''B''}} = {{nowrap|''B'' − ''V''}} = 0. Всушност, скалата за величина била калибрирана така што величината на овие ѕвезди е иста во жолтата, сината и ултравиолетовата област на [[Електромагнетен спектар|електромагнетниот спектар]].<ref name=apj117_313/> Така, Вега има релативно рамномерен електромагнетен спектар во визуелниот регион—опсег на бранови должини од 350 до 850 [[нанометар]]и, повеќето од кои можат да се видат со човечко око—така што густините на флуксот се приближно еднакви; 2.000–{{val|4000|fmt=commas|u=[[Jansky|Jy]]}}.<ref name=eso20020306/> Сепак, густината на флуксот на Вега брзо опаѓа во инфрацрвено, и е околу {{val|100|u=Jy}} на {{val|5|ul=микрометри}}.<ref name=mcmahon2005/>

Фотометриските мерења на Вега во 1930-тите години покажале дека ѕвездата имала варијации со мала величина од ±0.03 величина (околу ±2.8%<ref group=note name=deltaLum/> осветленост). Овој опсег на варијации бил блиску до границите на способноста за набљудување во тоа време, па затоа прашањето за варијабилноста на Вега било спорно. Величината на Вега повторно била измерена во 1981 година во Опсерваторија Дејвид и покажала мала променливост. Така, било предложено дека Вега покажува повремени пулсирања со мала амплитуда поврзани со [[Променлива ѕвезда од типот на Делта Штит|променливата Делта Штит]].<ref name=asp93_2_333/> Ова е категорија на ѕвезди кои осцилираат на кохерентен начин, што резултира со периодични пулсирања во сјајноста на ѕвездата.<ref name=araa33_1_75/> Иако Вега одговара на физичкиот профил за овој тип на променлива, други набљудувачи не нашле таква варијација. Така се сметало дека варијабилноста е веројатно резултат на систематски грешки во мерењето.<ref name=merezhin/><ref name=hayes1984/> Сепак, една статија од 2007 година ги истражувла овие и други резултати и заклучила дека „''Конзервативната анализа на горенаведените резултати сугерира дека Вега е сосема веројатно променлива во опсег од 1-2%, со можни повремени екскурзии до дури 4% од просечната''“.<ref name=gray2007/> Исто така, една статија од 2011 година потврдува дека „Долгорочната (од година на година) варијабилност на Вега била потврдена“.<ref name=butkovskaya2011/>

Вега станала првата осамена ѕвезда од [[главна низа|главната низа]] надвор од Сонцето за која се знае дека е емитер на Х-зраци кога во 1979 година била забележана од телескоп со рендгенски зраци лансиран на Aerobee 350 од ракетниот опсег White Sands.<ref name=apj229_661/> Во 1983 година, Вега стана првата ѕвезда која има диск од прашина. Инфрацрвениот астрономски сателит (IRAS) откри вишок на инфрацрвено зрачење што доаѓа од ѕвездата, а тоа се припишува на енергијата што ја емитува орбитирачката прашина додека таа се загрева од ѕвездата.<ref name=nature307_5950_441/>

==Физички карактеристики==

Вега е од [[Ѕвездена класификација|класата]] A0V, што ја прави ѕвезда на [[Главна низа|главната низа]] со бела боја со синкав тон, која [[нуклеарна фузија|фузира]] [[водород]] во [[хелиум]] во своето јадро. Поголемите ѕвезди побрзо ја користат својата фузиска енергија од помалите, така што животниот век на главната низа на Вега е околу една милијарда години, што е една десетина од животниот век на Сонцето.<ref name=ajss40_733/> Тековната старост на оваа ѕвезда е околу 455 милиони години,<ref name=apj708_1_71/> или до половина од очекуваниот животен век на главната низа. По напуштањето на главната низа, Вега ќе стане ѕвезда од класата М, односно [[црвен џин]], и ќе изгуби голем дел од својата маса, на крајот станувајќи [[бело џуџе]]. Во моментов, Вега има повеќе од двојно поголема маса од Сонцето, а нејзината [[сјајност|болометриска светлосна јачина]] е околу 40 пати поголема од онаа на Сонцето.<ref name=nature440_7086_896/>  Бидејќи брзо се врти, приближно еднаш на секои 16,5 часа,<ref name=petit2022/> и се гледа речиси директно од нејзиниот пол, нејзината привидна светлосна јачина, пресметана со претпоставка дека има иста светлина насекаде, е околу 57 пати поголема од Сонцето. Доколку Вега е променлива, тогаш можеби е од типот [[Променлива ѕвезда од типот на Делта Штит|Делта Штит]] со период од околу 0.107 ден.<ref name=asp93_2_333/>

Поголемиот дел од енергијата произведена во јадрото на Вега е генерирана од циклусот јаглерод-азот-кислород ([[Јаглеродно-азотно-кислороден циклус|CNO циклус]]), процес на [[Ѕвездена нуклеосинтеза|нуклеосинтеза]] кој ги комбинира [[протон]]ите за да формира јадра на хелиум преку посредни јадра на јаглерод, азот и кислород. Овој процес станува доминантен на температура од околу 17 милиони К<ref name=salaris_cassisi2005/>, што е малку повисока од температурата на средината на Сонцето, но е помалку ефикасна од реакцијата на фузија на [[Протонско-протонски ланец|протонско-протонскиот ланец]] на Сонцето. Циклусот CNO е многу чувствителен на температура, што резултира со [[струевит слој]] <ref name=apj601_1_512/> околу јадрото што рамномерно ја распределува „пепелта“ од реакцијата на фузија во областа на јадрото. Надворешната атмосфера е во радијативна рамнотежа. Овде, за разлика од Сонцето, има [[зрачен слој]] во средината на јадрото со прекриена зона на конвекција.<ref name=padmanabhan2002/>

Енергетскиот флукс од Вега е прецизно измерен во однос на стандардните извори на светлина. На {{Вред|5480|u=Å}}, густината на флуксот е {{Вред|3650|u=Jy}} со маргина на грешка од 2%.<ref name=apj161_1015/> Во привидниот спектар на Вега доминираат [[Спектрална линија|линии на апсорпција]] на водород; конкретно од водородната Балмерова серија со [[електрон]]от на n=2 како [[главен квантен број]].<ref name=richmond/><ref name=clayton1983/> Линиите на другите елементи се релативно слаби, а најсилни се јонизираниот [[магнезиум]], [[железо]] и [[хром]]<ref name=mnras197_57/>. Емисијата на [[Рендгенски зраци|Х-зраци]] од Вега е многу мала, што покажува дека [[Ѕвездена корона|короната]] за оваа ѕвезда мора да биде многу слаба или да не постои<ref name=aaa318_215/>. Меѓутоа, бидејќи полот на Вега е свртен кон Земјата и може да биде присутна поларна [[коронална дупка]],,<ref name=apj229_661/><ref name=sao389/> потврда за корона како веројатен извор на рендгенските зраци откриени од Вега (или регионот многу блиску до Вега) може да биде тешко бидејќи повеќето коронални рендгенски зраци не би се емитувале по должина на линијата на видот.<ref name=sao389/><ref name=apj213_5_874/>

Со помош на спектрополариметрија, било откриено [[магнетно поле]] на површината на Вега од страна на тим астрономи во Опсерваторијата Пик ди Миди. Ова е прва таква детекција на магнетно поле на ѕвезда од спектрална класа А која не е Ap-хемиски чудна ѕвезда. Просечната компонента на видното поле на ова поле има јачина од {{Вред|−0.6|0.3}} [[Гаус (единица)|гаус (G)]]<ref name=aaa500_3_L41/>. Ова е споредливо со средното магнетно поле на Сонцето.<ref name=sd20090726/> Пријавени се магнетни полиња од околу 30 G за Вега, во споредба со околу 1 G за Сонцето.<ref name=apj229_661/> Во 2015 година, на површината на ѕвездата биле откриени светли ѕвездени дамки - првото такво откривање за нормална ѕвезда од типот А, и овие карактеристики покажуваат докази за вртежна модулација со период од 0,68&nbsp;ден.<ref name=aa577_A64/>

=== Вртење ===
Вега има период на вртење од 16,3 часа, многу побрзо од периодот на вртење на Сонцето, но сличен и малку побавен од оние на [[Јупитер]] и [[Сатурн (планета)|Сатурн]]. Поради тоа, Вега е значително [[сфероид]]на како тие две планети<ref name=apj645_1_664/>.

Кога полупречникот на Вега бил измерен со висока точност со интерферометар, тоа резултирало со неочекувано голема проценета вредност од {{Вред|2.73|0.01}} пати поголема од [[Сончев полупречник|Сончевиот полупречник]]. Тој е 60% поголем од полпречникот на ѕвездата Сириус, додека ѕвездените модели покажале дека треба да биде само околу 12% поголем. Сепак, ова несовпаѓање може да се објасни дококлку Вега е ѕвезда која брзо се врти и се гледа од насоката на нејзиниот пол на вртење. Набљудувањата од низата CHARA во 2005-06 година го потврдиле овој заклучок.<ref name=apj645_1_664/>

[[Податотека:Vega_compared_with_the_Sun.jpg|мини|Споредба на големината на Вега (лево) со Сонцето (десно)]]

Полот на Вега - неговата вртежна оска - е наклонет не повеќе од пет степени од линијата на видот кон Земјата. На највисокиот крај на проценките за брзината на [[Ѕвездено вртење|вртење]] за Вега е {{Вред|236.2|3.7}} <ref name=apj708_1_71/> по должината на екваторот, многу повисока од набљудуваната (т.е. [[Ѕвездено вртење|проектираната]] ) брзина на вртење бидејќи Вега се гледа речиси на полот. Ова е 88% од брзината што би предизвикала ѕвездата да почне да се распаѓа од [[Центрифугална сила|центрифугалните]] ефекти.<ref name=apj708_1_71/> Оваа брзо вртење на Вега произведува изразено екваторијално испакнување, така што полупречникот на екваторот е 19% поголем од поларниот полупречник, во споредба со нешто под 11% за Сатурн, најраспространетата од планетите на Сончевиот систем. (Проценетиот поларен полупречник на оваа ѕвезда е {{Вред|2.362|0.012}} [[Сончев полупречник|сончеви полупречници]], додека екваторијалниот полупречник е {{Вред|2.818|0.013}} сончеви полупречници.<ref name=apj708_1_71/>) Од Земјата, оваа испакнатост се гледа од насоката на нејзиниот пол, создавајќи премногу голема проценка за полупречникот.

Месната [[површинска гравитација]] на половите е поголема отколку на екваторот, што создава варијација во [[Делотворна температура|делотворната температура]] над ѕвездата: поларната температура е близу {{Вред|10000}}, додека екваторијалната температура е околу {{Вред|8152}} келвини.<ref name=apj708_1_71/> Оваа голема температурна разлика помеѓу половите и екваторот произведува силен ефект на затемнување на гравитацијата. Како што се гледа од половите, ова резултира со потемни (со помал интензитет) рабови отколку што вообичаено би се очекувало за сферично симетрична ѕвезда. Температурниот градиент исто така може да значи дека Вега има регион на конвекција околу екваторот,<ref name=apj645_1_664/><ref name=noao2006/> додека остатокот од атмосферата веројатно е во речиси чист [[зрачен слој]]. Според теоремата на Фон Цајпел, месната сјајност е поголема на половите<ref name=adelman2004/>. Како резултат на тоа, ако Вега се гледа по рамнината на нејзиниот [[екватор]] наместо речиси на полот, тогаш нејзината вкупна сјајност би била помала.

Бидејќи Вега долго време се користела како стандардна ѕвезда за калибрирање, откритието дека таа брзо се врти може да предизвика некои од основните претпоставки кои се засноваа на тоа дека таа е сферично симетрична. Со аголот на гледање и стапката на вртење на Вега кои денес се подобро познати, ова ќе овозможи подобрени калибрации на инструментите.<ref name=science317_5836_325/>

=== Изобилство на елементи ===
Во астрономијата, оние елементи со поголем [[атомски број]] од хелиумот се нарекуваат „металични“. [[Металичност]]а на [[фотосфера]]та на Вега е само околу 32% од изобилството на тешки елементи во атмосферата на Сонцето.<ref group=note name=metal/>(Споредбено го ова, на пример, со тројно изобилство на металничост во сличната ѕвезда Сириус во споредба со Сонцето.) За споредба, Сонцето има изобилство на елементи потешки од хелиумот од околу Z <sub>Sol</sub>&nbsp;=&nbsp;{{Вред|0.0172|0.002}}.<ref name=apj644_2_1291/> Така, во однос на изобилството, само околу 0,54% од Вега се состои од елементи потешки од хелиумот. [[Азот]] е малку позастапен, [[кислород]]от е само маргинално помалку изобилството на [[сулфур]] е околу 50% од сончевата енергија. Од друга страна, Вега има само 10% до 30% од сончевото изобилство за повеќето други главни елементи со [[бариум]] и [[скандиум]] под 10%.<ref name=apj708_1_71/>

Невообичаено ниската металничост на Вега ја прави слаба [[ѕвезда од типот на Ламбда Воловар]].<ref name=bicds38_137/><ref name=apj548_2_77/> Сепак, причината за постоењето на такви хемиски чудни, [[Ѕвездена класификација|спектрални ѕвезди од класа]] A0-F0 останува нејасна. Една од можностите е дека хемиската особеност може да биде резултат на [[расејување]] или губење на масата, иако ѕвездените модели покажуваат дека тоа вообичаено би се случило единствено при крајот на животниот век на ѕвездата што гори во водород. Друга можност е дека ѕвездата настанала од [[меѓуѕвездена средина]] од гас и прашина која била невообичаено сиромашна со метал.<ref name=mnras301_4_1099/>

Набљудуваниот сооднос на хелиум и водород во Вега изнесува {{Вред|0.030|0.005}}, што е околу 40% пониско од Сонцето. Ова може да биде предизвикано од исчезнувањето на [[Струевит слој|струевитиот слој]] на хелиум во близина на површината. Пренесувањето на енергија наместо тоа се врши со радијативен процес, кој може да предизвика аномалија на изобилството преку дифузија.<ref name=apj348_712/>

=== Кинематика ===
[[Радијална брзина|Радијалната брзина]] на Вега е компонента на движењето на оваа ѕвезда по должина на линијата на видот до Земјата. Движењето подалеку од Земјата ќе предизвика светлината од Вега да се префрли на пониска [[честота]] (кон црвено) или на поголема фреквенција (кон сина) доколку движењето е кон Земјата. Така, брзината може да се мери од количината на поместување на спектарот на ѕвездата. Прецизните мерења на ова [[Црвено поместување|сино поместување]] даваат вредност од {{Вред|−13.9|0.9}}.<ref name=rgcrv1966/> Знакот минус означува релативно движење кон Земјата.

Движењето попречно на линијата на видот предизвикува промена на местоположбата на Вега во однос на подалечните ѕвезди во позадина. Внимателно мерење на положбата на ѕвездата овозможува да се пресмета ова аголно движење, познато како [[сопствено движење]]. Сопственото движење на Вега е {{Вред|202.03|0.63}} (мас) годишно во [[Ректасцензија|десната асцензија]] - небесниот еквивалент на [[Географска должина|географската должина]] - и {{Вред|287.47|0.54}} во [[Деклинација (астрономија)|деклинација]], што е еквивалентно на промена на [[Географска ширина|географската ширина]]. Нето правилното движење на Вега е {{Вред|327.78}} мас/год.<ref name=majewski2006/> што резултира со аголно движење од степен на секои {{Вред|11000}} години.

Во [[Галактички координатен систем|галактичкиот координатен систем]], компонентите на [[Ѕвездена кинематика|вселенската брзина]] на Вега се (U, V, W) = {{Безпрелом|({{val|−16.1|0.3}}, {{val|−6.3|0.8}}, {{val|−7.7|0.3}}) km/s}}, за нето вселенска брзина од {{Вред|19}} км/сек..<ref name=aaa339/> Радијалната компонента на оваа брзина - во насока на Сонцето - е {{Вред|−13.9}} км/сек., додека попречната брзина е {{Вред|12.9}} км/сек. Иако Вега во моментов е само петтата најсветла ѕвезда на ноќното небо, ѕвездата полека сјае бидејќи правилното движење предизвикува да се приближи до Сонцето.<ref name=moulton1906/>  Вега ќе го направи својот најблизок пристап за околу 264.000 години на [[Апсида (астрономија)|перихелско]] растојание од {{Cvt|4.04|pc|ly}}<ref name=aa575_A35/>.

Врз основа на кинематичките својства на оваа ѕвезда, се смета дека припаѓа на ѕвезденото здружение наречено [[Кастерска движечка група]]<ref name=apj708_1_71/>. Сепак, Вега можеби е многу постара од оваа група, така што членството останува неизвесно.<ref name=apj708_1_71/>  Оваа група содржи околу 16 ѕвезди, вклучувајќи ги Алфа Вага, [[Алфа Кефеј]], [[Кастор (ѕвезда)|Кастор]], [[Фомалхаут]] и Вега. Сите членови на групата се движат во речиси иста насока со слични [[Ѕвездена кинематика|вселенски брзини]] . Членството во подвижна група подразбира заедничко потекло за овие ѕвезди во [[Расеано ѕвездено јато|расеано јато]] кое оттогаш станало гравитациски неповрзано.<ref name=inglis2003/> Проценетата возраст на оваа подвижна група е {{Вред|200|100}} милиони години, и тие имаат просечна вселенска брзина од {{Вред|16.5}} км/сек.<ref group=note name=space_velocity/><ref name=aaa339/>

== Можен планетарен систем ==
{{OrbitboxPlanet begin
| name = Вега
| table_ref = <ref name="Hurt2021"/>
}}
{{OrbitboxPlanet hypothetical
| exoplanet = b
| mass_earth = {{Val|21.9|5.1|p=≥}} 
| period = {{Val|2.42977|0.00016|fmt=none}} 
| semimajor = {{Val|0.04555|0.00053|fmt=none}}
| eccentricity = {{Val|0.25|0.15}}
}}
{{OrbitboxPlanet disk
| disk = Debris disk
| periapsis = 86
| apoapsis = 815
| inclination = 6.2?
}}
{{Orbitbox end}}
[[Податотека:Vega Spitzer.jpg|thumb|Средна инфрацрвена (24 μm) слика на [[Остаточен диск|остаточниот диск]] околу Вега]]

=== Инфрацрвен вишок ===
Еден од раните резултати од инфрацрвениот астрономски сателит (ИЦАС) било откривањето на вишок инфрацрвен флукс што доаѓа од Вега, надвор од она што би се очекувало само од ѕвездата. Овој вишок бил измерен на [[Бранова должина|бранови должини]] од 25, 60 и {{Вред|100}} μm, и аголен полупречник од 10" на самата ѕвезда. На измереното растојание на Вега, ова одговарало на вистински полупречник од {{Вред|80}} астрономски единици (АЕ), каде што АЕ е просечниот полупречник на орбитата на Земјата околу Сонцето. Било предложено дека ова зрачење доаѓа од поле на орбитирачки честички со димензија од редот на милиметар, бидејќи сè помало на крајот ќе биде отстрането од системот со притисок на зрачење или вовлечено во ѕвездата со помош на [[Појнтинг-Робертсоново влечење|Појнтингово-Робертсоновото влечење]].<ref name="apj285_808"/> Вториот е резултат на притисокот на зрачење што создава делотворна сила што се спротивставува на орбиталното движење на честичката прашина, предизвикувајќи таа да се спира навнатре. Овој ефект е најизразен за ситните честички кои се поблиску до ѕвездата. .<ref name="mnras_97_423"/>

Последователни мерења на Вега на {{Вред|193}} μm покажале помал од очекуваниот флукс за хипотетизираните честички, што сугерира дека тие треба да бидат од редот на {{Вред|100}} μm или помалку. За да се одржи оваа количина прашина во орбитата околу Вега, ќе биде потребен постојан извор на надополнување. Предложениот механизам за одржување на прашината бил диск од споени тела кои биле во процес на колапс за да формираат планета.<ref name=apj285_808/> Моделите наместени на распространување на прашина околу Вега покажуваат дека станува збор за кружен диск со полупречник од 120 астрономски единици, гледан од полот. Покрај тоа, има дупка во средината на дискот со полупречник не помал од {{Вред|80}} АЕ.<ref name=mnras314_4_702/>

По откривањето на вишок на инфрацрвени зраци околу Вега, биле пронајдени и други ѕвезди кои покажуваат слична аномалија која се припишува на емисијата на прашина. Почнувајќи од 2002 година, биле пронајдени околу 400 од овие ѕвезди, и тие станале познати како „Вега“ или „вишок од Вега“. Се верува дека тие можат да дадат индиции за потеклото на [[Сончев Систем|Сончевиот систем]]<ref name=apj124_1_514/>.

=== Остаточни дискови ===
До 2005 година, вселенскиот телескоп „Спицер“ произвел инфрацрвени снимки со висока резолуција од прашината околу Вега. Се покажало дека се протега до 43 инчи ({{Вред|330}} АЕ) на бранова должина од {{Вред|24}} μm, 70″ ({{Вред|543}} АЕ) на {{Вред|70}} μm и {{Вред|105}}" ({{Вред|815}} АЕ) на {{Вред|160}} μm. Било утврдено дека овие многу пошироки дискови се кружни и без грутки, со честички прашина кои се движат од 1 до {{Вред|50}} μm во големина. Проценетата вкупна маса на оваа прашина е 3 {{E|-3}} пати поголема од [[Земјина маса|Земјината маса]] (околу 7,5 пати помасивна од [[Астероиден појас|астероидниот појас]]). Производството на прашина би барало судири помеѓу астероиди во популација што одговара на [[Кајперов Појас|Кајперовиот Појас]] околу Сонцето. Така, прашината е поверојатно создадена од [[остаточен диск]] околу Вега, наместо од [[протопланетарен диск]] како што се сметало порано..<ref name=apj628_1_487/>

[[Податотека:Massive_Smash-Up_at_Vega.jpg|лево|мини|Концептот на уметникот за неодамнешниот масивен судир на објекти со големина на [[џуџеста планета]] што можеби придонеле за прстенот околу Вега]]

Внатрешната граница на остаточниот диск била проценета на {{Вред|11|2|u="}}, или {{Вред|100|u=АЕ}}. Дискот се создава додека притисокот на зрачење од Вега ги турка остатоците од судирите на поголемите предмети кон надвор. Сепак, континуираното производство на количината на прашина забележана во текот на животот на Вега би барала огромна почетна маса - проценета како стотици пати поголема од [[Јупитерова маса|Јупитеровата маса]]. Оттука, поверојатно е дека е произведен како резултат на релативно неодамнешно распаѓање на комета или астероид<ref name=aaa452_1_237/> со средна големина (или поголема), кои потоа дополнително се фрагментирани како резултат на судири помеѓу помалите компоненти и другите тела. Овој прашлив диск би бил релативно млад на временската скала на староста на ѕвездата и на крајот ќе биде отстранет освен ако други настани од судир не обезбедат повеќе прашина.<ref name=apj628_1_487/>

Набљудувањата, најприн со Паломарскиот интерферометар за тестирање од Дејвид Цијарди и Џерард ван Бел во 2001 година<ref name=apj559_1_237/>, а потоа подоцна потврдени со низата CHARA на планината Вилсон во 2006 година и низата со инфрацрвени оптички телескопи на планината Хопкинс во 2011 година,<ref name=aaa534_1_237/>  откриле докази за внатрешна лента од прашина околу Вега. Со потекло од {{Вред|8|u=АЕ}} на ѕвездата, оваа егзозодијачка прашина може да биде доказ за динамички пертурбации во системот. Ова може да биде предизвикано од интензивно бомбардирање на [[Комета|комети]] или [[Метеороид|метеори]] и може да биде доказ за постоење на планетарен систем.<ref name=girault_rime_2006/>

=== Можни планети ===
Набљудувањата од телескопот „Џејмс Клерк Максвел“ во 1997 година откриле „издолжен светол средишен регион“ кој достигнува врв на 9" ({{Вред|70|u=АЕ}}) североисточно од Вега. Ова било хипотезирано или како пертурбација на остаточниот диск од [[Вонсончева планета|планета]] или на друг објект кој орбитира и е опкружен со прашина. Сепак, снимките од Кековиот телескоп ја отфрлиле можноста за придружник до магнитуда 16, што би одговарало на тело со повеќе од 12 пати поголема јупитеровата маса.<ref name=nature392_6678_788/> Астрономите од Заедничкиот астрономски центар на Хаваи и во UCLA сугерираат дека сликата може да укаже на планетарен систем кој сè уште е во процес на формирање.<ref name=jac19980421/>

Одредувањето на природата на планетата не било едноставно; еден труд од 2002 година претпоставува дека грутките се предизвикани од планета со маса приближна на јупитеровата на ексцентрична орбита. Прашината би се собирала во орбитите кои имаат [[Орбитална резонанца|резонанции на средно движење]] со оваа планета - каде што нивните орбитални периоди формираат цели фракции со периодот на планетата - создавајќи го добиеното згрутчување..<ref name=apj569_2_L115/>

[[Податотека:Vega_(star).jpg|мини|Уметнички впечаток за планетата околу Вега]]

Во 2003 година, се претпоставувало дека овие грутки може да бидат предизвикани од планета со маса на [[Нептун]] која [[Планетарна преселба|мигрирала]] од 40 до {{Вред|65}} АЕ пред околу 56&nbsp;милиони&nbsp;години,<ref name=apj598_2_1321/> орбита доволно голема за да овозможи формирање на помали [[Земјовидна планета|земјовидни планети]] поблиску до Вега. Миграцијата на оваа планета најверојатно ќе бара гравитациска интеракција со втора планета со поголема маса во помала орбита.<ref name=roe20031201/>

Користејќи коронограф на [[телескопот „Субару“|телескопот Субару]] на [[Хаваи]] во 2005 година, астрономите можеле дополнително да ја ограничат големината на планетата што орбитира околу Вега на не повеќе од 5-10 пати поголема од [[Јупитерова маса|јупитеровата маса]].<ref name=apj652_2_1729/> Прашањето за можните грутки во остаточниот дск било повторно разгледано во 2007 година со користење на понови, почувствителни инструменти на интерферометарот [[Плато де Буре]]. Набљудувањата покажале дека прстенот од остатоци е мазен и симетричен..<ref name=aaa531/> Не биле пронајдени докази за дамките пријавени претходно, што фрла сомнеж за хипотетизираната џиновска планета. Мазната структура била потврдена во последователните набљудувања од Хјуз и сор. (2012)<ref name="hughes2012"/> и [[Вселенски телескоп „Хершел“|вселенскиот телескоп „Хершел“]].<ref name="sibthorpe2010"/>

Иако планетата допрва треба директно да се набљудува околу Вега, сè уште не може да се исклучи присуството на планетарен систем. Така би можело да има помали, [[Земјовидна планета|земјовидни планети]] кои орбитираат поблиску до ѕвездата. [[Наклон (орбита)|Наклонот]] на планетарните орбити околу Вега веројатно е тесно усогласен со [[екватор]]ијалната рамнина на оваа ѕвезда.<ref name=pasp97_180/>

Од перспектива на набљудувач на хипотетичка планета околу Вега, Сонцето би изгледало како бледа ѕвезда со големина од 4,3 магнитуди во соѕвездието [[Гулаб (соѕвездие)|Гулаб]]. <ref group="note" name="coord"/>

Во 2021 година, труд кој анализирал десетгодишни спектри на Вега, открил кандидатски сигнал од 2,43 дена околу Вега, статистички проценет дека има само 1% шанси да биде лажно позитивен.<ref name="Hurt2021"/>  Со оглед на амплитудата на сигналот, авторите процениле минимална маса од {{Вред|21.9|5.1}} маси на Земјата, но со оглед на многу коси вртежи на самата Вега од само 6,2° од перспектива на Земјата, планетата може да биде порамнета и на оваа рамнина, што и дава вистинска маса од {{Вред|203|47}} земјини маси. Истражувачите откриле и слаб {{Вред|196.4|1.6|1.9}} -ден сигнал кој може да се преведе на {{Вред|80|21}} земјински маси ({{Вред|740|190}} со наклон од 6,2°), но е премногу слаб за да се тврди дека е вистински сигнал со достапни податоци.<ref name="Hurt2021"/>

== Етимологија и културно значење ==
Се верува дека името е изведено од [[Арапски јазик|арапскиот]] термин ''Al Nesr al Waki'' '''النسر الواقع''' кој се појавил во каталогот на ѕвезди ел-Акасиси ел-Мукет и бил преведен на [[Латински јазик|латински]] како ''Vultur Cadens'', „орел/мршојадец што паѓа“.<ref name=mnras55_429/><ref group=note name=vulture/> Соѕвездието било претставено како мршојадец во [[Стар Египет|древниот Египет]]<ref name=massey2001/> и како орел или мршојадец во [[Историја на Индија|античка Индија]].<ref name=olcott1911/><ref name=houlding2005/> Арапското име потоа се појавило во западниот свет во ''Алфонсиновите табели''<ref name=Kunitzsch86/> кои биле составени помеѓу 1215 и 1270 година по наредба на кралот Алфонсо X.<ref name=brill7_292/> Средновековните [[астролаб]]и од [[Кралство Англија|Англија]] и [[Западна Европа]] ги користеле имињата Вега и Алвака и ги прикажувале неа и [[Алтаир]] како птици.<ref name=Gingerish1987/>

Меѓу северниот [[Полинезија|полинезиски]] народ, Вега била позната како ''whetu o te tau'', годишната ѕвезда. За одреден период од историјата, тоа го означи почетокот на нивната нова година кога ќе се подготви теренот за садење. На крајот оваа функција ѕведата била означена со [[Плејади (ѕвездено јато)|Плејадите]].<ref name=jps28_18/>

[[Асирци]]те ја нарекле оваа поларна ѕвезда како Дајан-саме, „Судијата на небото“, додека на [[Акадски јазик|акадски]] таа била позната како Тир-ана, „Животот на небото“. Во [[Вавилонска астрономија|вавилонската астрономија]], Вега можеби била една од ѕвездите по име Дилган, „Гласник на светлината“.<ref name=kendall1845/> За [[Стара Грција|старите Грци]], соѕвездието било формирано од харфата на [[Орфеј]], со Вега како нејзина рачка. За [[Римско Царство|Римското Царство]], почетокот на есента се засновало на часот во кој Вега застанува под хоризонтот.<ref name=allen1963/>

На кинески, {{Јаз|zh|織女}}, што значи ''[[Вол (кинеско соѕвездие)|ткајачка девојка]] (астеризам)'', се однесува на [[астеризам]] кој се состои од Vega, ε Лира и ζ 1 Лира.<ref name=zh/> Следствено, кинеското име за Вега е {{Јаз|zh|織女一}} „Прва ѕвезда на девојката ткајачка“.<ref name=aeea/>). Во [[Кинеска митологија|кинеската митологија]], постои љубовна приказна за Кикси ({{Јаз|zh|七夕}}) во кој Ниуланг ({{Јаз|zh|牛郎}}, [[Алтаир]]) и неговите две деца (β Орел и γ Орел) се одвоени од нивната мајка Жину ({{Јаз|zh|織女}}, сјајната „ткајачка-девојка“, Вега) која се наоѓа на далечната страна на реката, [[Млечен Пат|Млечниот Пат]].<ref name=wei_yue_tao2005/> Меѓутоа, еден ден годишно на седмиот ден од седмиот месец од [[Кинески календар|кинескиот месечев календар]], страчките прават мост за Ниуланг и Жину повторно да бидат заедно на кратка средба. Јапонскиот фестивал [[Танабата]], во кој Вега е познат како ''Орихиме'' (織姫), исто така се заснова на оваа легенда.<ref name=kippas1919/>

Во [[Зороастризам|зороастризмот]], Вега понекогаш се поврзувала со Ванант, мало божество чие име значи „освојувач“.<ref name=boyce1996/>

Домородниот народ Буронг од северо-западна [[Викторија (Австралија)|Викторија]], Австралија, ја нарекла ''Нејлоан'',<ref name=hamacher/>  „летечка кокошка“.<ref name=stanbridge/>

Во ''[[Багаватам пурана|Шримад Бхагаватам]]'', [[Кришна|Шри Кришна]] му кажува на Арџуна дека меѓу Накшатра тој е Абхиџит, која забелешка укажува на поволноста на оваа Накшатра.<ref name=vedabase/>

[[Среден век|Средновековните]] [[Астрологија|астролози]] ја вброиле Вега како една од бехенските ѕвезди<ref name=tyson1993/> и ја поврзале со хризолит и [[планинска чубрика]]. [[Хајнрих Корнелиус Агрипа|Корнелиј Агрипа]] го навел неговиот [[Кабала|кабалистички]] знак [[Податотека:Agrippa1531_Vulturcadens.png]] под ''Vultur cadens'', буквален латински превод на арапското име.<ref name=argippa1533/> Табелите на средновековните ѕвезди ги навеле и алтернативните имиња Ваги, Вагиех и Века за оваа ѕвезда.<ref name=burnham1978/>

Поемата на [[Вистан Хју Оден|В.Х. Оден]] од 1933 година „Летна ноќ (на Џефри Хојланд)“  славно започнува со двојката „Надвор на тревникот лежам во кревет,/Вега видлива над главата“.<ref name=auden/>

Вега станала првата ѕвезда која имала автомобил именувана по неа со француската линија на автомобили Facel Vega од 1954 година наваму, а подоцна, во Америка, [[Шевролет]] ја лансирала Вега во 1971 година.<ref name=frommert/> Други возила именувани по Вега го вклучуваат системот за лансирање Вега на [[Европска вселенска агенција|Европската вселенска агенција]]<ref name=esa20050520/> и авионот Локхид Вега.<ref name=rumerman2003/>

==Белешки==
{{Reflist|group=note|refs=

<ref name=metal>For a metallicity of −0.5, the proportion of metals relative to the Sun is given by
:<math>10^{-0.5} = 0.316</math>.
See: {{cite book
 | title=The Chemical Evolution of the Galaxy
 | volume=253 | series=Astrophysics and Space Science Library
 | first=Francesca | last=Matteucci
 | publisher=Springer Science & Business Media
 | year=2001 | isbn=978-0792365525 | page=7
 | url=https://books.google.com/books?id=PT7O1nS7CksC&pg=PA7 }}</ref>

<ref name=space_velocity>The space velocity components in the Galactic coordinate system are: U&nbsp;=&nbsp;{{val|−10.7|3.5}}, V&nbsp;=&nbsp;{{val|−8.0|2.4}}, W&nbsp;=&nbsp;{{val|−9.7|3.0|u=km/s}}. UVW is a Cartesian coordinate system, so the Euclidean distance formula applies. Hence, the net velocity is
:<math>v_\text{sp} = \sqrt{10.7^2 + 8.0^2 + 9.7^2} = 16.5~\text{km/s}.</math>
See: {{cite book
 | title=Introductory Statistics and Analytics: A Resampling Perspective
 | first=Peter C. | last=Bruce
 | publisher=John Wiley & Sons | year=2015
 | isbn=978-1118881330 | page=20
 | url=https://books.google.com/books?id=7CUhBgAAQBAJ&pg=PA20 }}
</ref>

<ref name=coord>The Sun would appear at the diametrically opposite coordinates from Vega at α&nbsp;=&nbsp;{{RA|6|36|56.3364}}, δ&nbsp;=&nbsp;{{DEC|−38|47|01.291}}, which is in the western part of Columba.
<br/> 
<br/>The visual magnitude is given by <math>m = M_v - 5 - 5 \log_{10}</math>{{hairsp}}[[Паралакса#Ѕвездена паралакса|{{math|π}}]]<math> \ \Rightarrow \ 4.83 - 5 - (5 \ \times \log_{10}0.13023) = 4.256</math>
<br/>See: {{cite journal | last=Hughes | first=David W. | title=The Introduction of Absolute Magnitude (1902–1922) | journal=Journal of Astronomical History and Heritage | volume=9 | issue=2 | pages=173–179 | url=https://ui.adsabs.harvard.edu/link_gateway/2006JAHH....9..173H/ADS_SCAN| date=2006 | doi=10.3724/SP.J.1440-2807.2006.02.06 | bibcode=2006JAHH....9..173H | s2cid=115611984 }}</ref>

<ref name=vulture>That is, a vulture on the ground with its wings folded (Edward William Lane, ''Arabic-English Lexicon'').</ref>

<ref name=deltaLum>From {{cite book | title=Allen's Astrophysical Qualities | editor1-first=Arthur N. | editor1-last=Cox | edition=4th | page=382 | publisher=Springer-Verlag | location=New York | isbn=978-0-387-98746-0 | year=1999 }}:
: ''M''<sub>bol</sub> = −2.5 log ''L''/{{Solar luminosity}} + 4.74,
where ''M''<sub>bol</sub> is the bolometric magnitude, ''L'' is the star's luminosity, and {{Solar luminosity}} is the solar luminosity. A ''M''<sub>bol</sub> variation of ±0.03 gives
: ''M''<sub>bol<sub>2</sub></sub> − ''M''<sub>bol<sub>1</sub></sub> = 0.03 = 2.5 log ''L''<sub>1</sub>/''L''<sub>2</sub>
for
: ''L''<sub>1</sub>/''L''<sub>2</sub> = 10<sup>0.03/2.5</sup> ≈ 1.028,
or a ±2.8% luminosity variation.</ref>

}}

== Наводи ==
{{Reflist|30em|refs=

<ref name=monnier2012>{{Citation |last1=Monnier |first1=J. D. |last2=Che |first2=Xiao |last3=Zhao |first3=Ming |last4=Ekstrom |first4=S. |last5=Maestro |first5=V. |last6=Aufdenberg |first6=J. |last7=Baron |first7=F. |last8=Georgy |first8=C. |last9=Kraus |first9=S. |last10=McAlister |first10=H. |last11=Pedretti |first11=E. |last12=Ridgway |first12=S. |last13=Sturmann |first13=J. |last14=Sturmann |first14=L. |last15=Brummelaar |first15=T. ten |date=2012-12-10 |title=Resolving Vega and the inclination controversy with CHARA/MIRC |arxiv=1211.6055 |bibcode=2012ApJ...761L...3M |journal=The Astrophysical Journal |volume=761 |issue=1 |pages=L3 |doi=10.1088/2041-8205/761/1/L3 |issn=2041-8205}}</ref>

<ref name=aaa474_2_653>{{cite journal | last=van Leeuwen | first=F. | title=Validation of the new Hipparcos reduction | journal=Astronomy and Astrophysics | volume=474 | issue=2 |date=November 2007 | pages=653–664 | doi=10.1051/0004-6361:20078357 | bibcode=2007A&A...474..653V | arxiv=0708.1752 | s2cid=18759600 }}</ref>

<ref name=SIMBAD>{{cite journal | author=Staff |url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?protocol=html&Ident=vega | title=V* alf Lyr – Variable Star | journal=SIMBAD | access-date=2007-10-30 }}—use the "display all measurements" option to show additional parameters.</ref>

<ref name=aaa391_3_1039>{{cite journal | display-authors=1 | last1=Kinman | first1=T. | last2=Castelli | first2=F. | title=The determination of T<sub>eff</sub> for metal-poor A-type stars using V and 2MASS J, H and K magnitudes | journal=Astronomy and Astrophysics | date=2002 | volume=391 | issue=3 | pages=1039–1052 | doi=10.1051/0004-6361:20020806 | bibcode=2002A&A...391.1039K | doi-access=free }}</ref>

<ref name=apj645_1_664>{{cite journal | display-authors=1 | last1=Aufdenberg | first1=J.P. | last2=Mérand | first2=A. | last3=Coudé du Foresto | first3=V. | last4=Absil | first4=O. | last5=Di Folco | first5=E. | last6=Kervella | first6=P. | last7=Ridgway | first7=S. T. | last8=Berger | first8=D. H. | last9=ten Brummelaar | first9=T. A. | title=First results from the CHARA Array: VII. Long-Baseline Interferometric Measurements of Vega Consistent with a Pole-On, Rapidly Rotating Star? | journal=Astrophysical Journal | date=2006 | volume=645 | issue=1 | pages=664–675 | doi=10.1086/504149 | bibcode=2006ApJ...645..664A | arxiv=astro-ph/0603327 | s2cid=13501650 }}</ref>

<ref name=rgcrv1966>{{cite conference | first=D. S. | last=Evans | contribution=The Revision of the General Catalogue of Radial Velocities | title=Proceedings from IAU Symposium no. 30 | journal=Determination of Radial Velocities and Their Applications | volume=30 | page=57 | date=June 20–24, 1966 | place=London, England | bibcode=1967IAUS...30...57E }}</ref>

<ref name=stellarium>{{cite web | url=http://www.stellarium.org | title=Calculation by the ''Stellarium'' application version 0.10.2 | access-date=2009-07-28 }}</ref>

<ref name=nature440_7086_896>{{cite journal | display-authors=1 | last1=Peterson
| first1=D. M. | last2=Hummel | first2=C. A. | last3=Pauls | first3=T. A. | last4=Armstrong | first4=J. T. | last5=Benson | first5=J. A. | last6=Gilbreath | first6=G. C. | last7=Hindsley | first7=R. B. | last8=Hutter | first8=D. J. | last9=Johnston | first9=K. J. | title=Vega is a rapidly rotating star | journal=Nature | date=2006 | volume=440 | issue=7086 | pages=896–899 | arxiv=astro-ph/0603520 | doi=10.1038/nature04661 | pmid=16612375 | bibcode=2006Natur.440..896P | s2cid=533664
}}</ref>

<ref name=apj628_1_487>{{cite journal | display-authors=1 | last1=Su | first1=K. Y. L. | last2=Rieke | first2=G. H. | last3=Misselt | first3=K. A. | last4=Stansberry | first4=J. A. | last5=Moro-Martin | first5=A. | last6=Stapelfeldt | first6=K. R. | last7=Werner | first7=M. W. | last8=Trilling | first8=D. E. | last9=Bendo | first9=G. J. | title=The Vega Debris Disk: A Surprise from ''Spitzer'' | journal=The Astrophysical Journal | date=2005 | volume=628 | issue=1 | pages=487–500 | doi=10.1086/430819 | bibcode=2005ApJ...628..487S|arxiv = astro-ph/0504086 | s2cid=18898968 }}</ref>

<ref name=apj124_1_514>{{cite journal | display-authors=1 | last1=Song | first1=Inseok | last2=Weinberger | first2=A. J. | last3=Becklin | first3=E. E. | last4=Zuckerman | first4=B. | last5=Chen | first5=C. | title=M-Type Vega-like Stars | url=https://archive.org/details/sim_astronomical-journal_2002-07_124_1/page/514 | journal=The Astronomical Journal | date=2002 | volume=124 | issue=1 | pages=514–518 | doi=10.1086/341164 | bibcode=2002AJ....124..514S | arxiv=astro-ph/0204255 | s2cid=3450920 }}</ref>

<ref name=barger_white2000>{{cite book | display-authors=1 | last1=Barger | first1=M. Susan | last2=White | first2=William B. | date=2000 |orig-date=First published 1991 | title=The Daguerreotype: Nineteenth-Century Technology and Modern Science | publisher=JHU Press | page=88 | isbn=978-0-8018-6458-2 }}</ref>

<ref name=pasp2_10_249>{{cite journal | display-authors=1 | last1=Holden | first1=Edward S. | last2=Campbell | first2=W. W. | title=Photographs of Venus, Mercury and Alpha Lyræ in Daylight | journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | date=1890 | volume=2 | issue=10 | pages=249–250 | doi=10.1086/120156 | bibcode=1890PASP....2..249H | s2cid=120286863 | doi-access=free }}</ref>

<ref name=paps24_166>{{cite journal | last=Barker | first=George F. | title=On the Henry Draper Memorial Photographs of Stellar Spectra | journal=Proceedings of the American Philosophical Society | date=1887 | volume=24 | pages=166–172 }}</ref>

<ref name=aip>{{cite web | work=Tools of Cosmology | url=https://history.aip.org/exhibits/cosmology/tools/tools-spectroscopy.htm| title=Spectroscopy and the Birth of Astrophysics | publisher=American Institute of Physics | access-date=2022-03-29}}</ref>

<ref name=klaus2002>{{cite book | first=Klaus | last=Hentschel | date=2002 | title=Mapping the Spectrum: Techniques of Visual Representation in Research and Teaching | url=https://archive.org/details/mappingspectrumt0000hent | publisher=Oxford University Press | isbn=978-0-19-850953-0 }}</ref>

<ref name=berry1899>{{cite book | first=Arthur | last=Berry | date=1899 | title=A Short History of Astronomy | url=https://archive.org/details/ashorthistoryas00berrgoog | publisher=Charles Scribner's Sons | location=New York | isbn=978-0-486-20210-5 }}</ref>

<ref name=debarbat1988>{{cite book | first1=Wolfgang R. | last1=Dick | last2=Ruben | first2=G. | date=1988 | chapter=The First Successful Attempts to Determine Stellar Parallaxes in the Light of the Bessel/Struve Correspondence | title=Mapping the Sky: Past Heritage and Future Directions | pages=119–121 | publisher=Springer | isbn=978-90-277-2810-4 | doi=10.1017/S007418090013949X }}</ref>

<ref name=astroprof>{{cite web | author=Anonymous | date=2007-06-28 | url=http://astroprofspage.com/archives/1011 | title=The First Parallax Measurements | publisher=Astroprof | access-date=2007-11-12 }}</ref>

<ref name=garfinkle1997>{{cite book | first=Robert A. | last=Garfinkle | date=1997 | title=Star-Hopping: Your Visa to Viewing the Universe | url=https://archive.org/details/starhoppingyourv0000garf | publisher=Cambridge University Press | isbn=978-0-521-59889-7 }}</ref>

<ref name=ajss45_83>{{cite journal | last=Cochran | first=A. L. | title=Spectrophotometry with a self-scanned silicon photodiode array. II – Secondary standard stars | journal=Astrophysical Journal Supplement Series | date=1981 | volume=45 | pages=83–96 | doi=10.1086/190708 | bibcode=1981ApJS...45...83C | doi-access=free }}</ref>

<ref name=apj117_313>{{cite journal | display-authors=1 | last=Johnson | first=H. L. | author2=Morgan, W. W. | title=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 | journal=Astrophysical Journal | date=1953 | volume=117 | pages=313–352 | doi=10.1086/145697 | bibcode=1953ApJ...117..313J }}</ref>

<ref name=eso20020306>{{cite web | last=Walsh | first=J. | date=2002-03-06 | url=http://www.eso.org/observing/standards/spectra/hr7001.html | archive-url=https://web.archive.org/web/20070209043623/http://www.eso.org/observing/standards/spectra/hr7001.html | archive-date=2007-02-09 | title=Alpha Lyrae (HR7001) | work=Optical and UV Spectrophotometric Standard Stars | publisher=ESO | access-date=2007-11-15 }}—flux versus wavelength for Vega.</ref>

<ref name=mcmahon2005>{{cite web | last=McMahon | first=Richard G. | date=2005-11-23 | url=http://www.ast.cam.ac.uk/~rgm/magnitudes/vega_hl75.dat | format=Text | title=Notes on Vega and magnitudes | publisher=University of Cambridge | access-date=2007-11-07 | archive-date=2012-01-28 | archive-url=https://web.archive.org/web/20120128003043/http://www.ast.cam.ac.uk/~rgm/magnitudes/vega_hl75.dat | url-status=dead }}</ref>

<ref name=araa33_1_75>{{cite journal | first1=A. | display-authors=1 | last1=Gautschy | first2=H. | last2=Saio | title=Stellar Pulsations Across The HR Diagram: Part 1 | journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics | date=1995 | volume=33 | issue=1 | pages=75–114 | doi=10.1146/annurev.aa.33.090195.000451 | bibcode=1995ARA&A..33...75G }}</ref>

<ref name=merezhin>{{cite web | display-authors=1 | last1=I.A. | first1=Vasil'yev | last2=Merezhin | first2=V. P. | last3=Nalimov | first3=V. N. | last4=Novosyolov | first4=V. A. | url=http://www.konkoly.hu/pub/ibvs/3301/3308.txt | title=On the Variability of Vega | date=1989-03-17 | publisher=Commission 27 of the I.A.U | access-date=2007-10-30 }}</ref>

<ref name=hayes1984>{{cite conference | first=D. S. | last=Hayes | contribution=Stellar absolute fluxes and energy distributions from 0.32 to 4.0 microns | title=Proceedings of the Symposium, Calibration of fundamental stellar quantities | volume=111 | pages=225–252 | date=May 24–29, 1984 | bibcode=1985IAUS..111..225H}}</ref>

<ref name=GSM>{{cite book | last=Perryman | first=Michael | title=The Making of History's Greatest Star Map | location=Heidelberg | publisher=Springer-Verlag | date=2010 | doi=10.1007/978-3-642-11602-5| series=Astronomers' Universe | isbn=978-3-642-11601-8 | bibcode=2010mhgs.book.....P | url=https://cds.cern.ch/record/1338896 }}</ref>

<ref name=nature307_5950_441>{{cite journal | display-authors=1 | last1=Harvey | first1=Paul E. | last2=Wilking | first2=Bruce A. | last3=Joy | first3=Marshall | title=On the far-infrared excess of Vega | journal=Nature | date=1984 | volume=307 | issue=5950 | pages=441–442 | doi=10.1038/307441a0 | bibcode=1984Natur.307..441H | s2cid=4330793 }}</ref>

<ref name=pasachoff2000>{{cite book | first=Jay M. | last=Pasachoff | date=2000 | title=A Field Guide to Stars and Planets | edition=4th | publisher=Houghton Mifflin Field Guides | isbn=978-0-395-93431-9 }}</ref>

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

<ref name=ajss40_733>{{cite journal | display-authors=1 | last1=Mengel | first1=J. G. | last2=Demarque | first2=P. | last3=Sweigart | first3=A. V. | last4=Gross | first4=P. G. | title=Stellar evolution from the zero-age main sequence | journal=Astrophysical Journal Supplement Series | date=1979 | volume=40 | pages=733–791 | doi=10.1086/190603 | bibcode=1979ApJS...40..733M }}—From pages 769–778: for stars in the range {{nowrap|1.75 < ''M'' < 2.2}}, {{nowrap|0.2 < Y < 0.3}} and {{nowrap|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=apj708_1_71>{{cite journal | display-authors=1 | last1=Yoon | first1=Jinmi | last2=Peterson | first2=Deane M. | last3=Kurucz | first3=Robert L. | last4=Zagarello | first4=Robert J. | title=A New View of Vega's Composition, Mass, and Age | journal=The Astrophysical Journal | volume=708 | issue=1 | pages=71–79 |date=January 2010 | doi=10.1088/0004-637X/708/1/71 | bibcode=2010ApJ...708...71Y | doi-access=free }}</ref>

<ref name=asp93_2_333>{{cite journal | last=Fernie | first=J. D. | title=On the variability of Vega | journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | date=1981 | volume=93 | issue=2 | pages=333–337 | bibcode=1981PASP...93..333F | doi=10.1086/130834 | doi-access=free }}</ref>

<ref name=salaris_cassisi2005>{{cite book | display-authors=1 | last1=Salaris | first1=Maurizio | last2=Cassisi | first2=Santi | date=2005 | title=Evolution of Stars and Stellar Populations | url=https://archive.org/details/evolutionofstars0000sala | url-access=registration | page=[https://archive.org/details/evolutionofstars0000sala/page/120 120] | publisher=John Wiley and Sons | isbn=978-0-470-09220-0 }}</ref>

<ref name=apj601_1_512>{{cite journal | display-authors=1 | last1=Browning | first1=Matthew | last2=Brun | first2=Allan Sacha | last3=Toomre | first3=Juri | title=Simulations of core convection in rotating A-type stars: Differential rotation and overshooting | journal=Astrophysical Journal | date=2004 | volume=601 | issue=1 | pages=512–529 | doi=10.1086/380198 | bibcode=2004ApJ...601..512B | arxiv = astro-ph/0310003 | s2cid=16201995 }}</ref>

<ref name=padmanabhan2002>{{cite book | first=Thanu | last=Padmanabhan | date=2002 | title=Theoretical Astrophysics | publisher=Cambridge University Press | isbn=978-0-521-56241-6 }}</ref>

<ref name=apj161_1015>{{cite journal | display-authors=1 | last1=Oke | first1=J. B. | last2=Schild | first2=R. E. | title=The Absolute Spectral Energy Distribution of Alpha Lyrae | url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1970-09_161_3/page/1015 | journal=Astrophysical Journal | date=1970 | volume=161 | pages=1015–1023 | doi=10.1086/150603 | bibcode=1970ApJ...161.1015O }}</ref>

<ref name=richmond>{{cite web | last=Richmond | first=Michael | url=http://spiff.rit.edu/classes/phys440/lectures/boltz/boltz.html | title=The Boltzmann Equation | publisher=Rochester Institute of Technology | access-date=2007-11-15 }}</ref>

<ref name=clayton1983>{{cite book | first=Donald D. | last=Clayton | date=1983 | title=Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis | url=https://archive.org/details/principlesofstel0000clay | url-access=registration | publisher=University of Chicago Press | isbn=978-0-226-10953-4 }}</ref>

<ref name=mnras197_57>{{cite journal | last=Michelson | first=E. | title=The near ultraviolet stellar spectra of alpha Lyrae and beta Orionis | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | date=1981 | volume=197 | pages=57–74 | bibcode=1981MNRAS.197...57M | doi=10.1093/mnras/197.1.57| doi-access=free }}</ref>

<ref name=aaa318_215>{{cite journal | last=Schmitt | first=J. H. M. M. | title=Coronae on solar-like stars | journal=Astronomy and Astrophysics | date=1999 | volume=318 | pages=215–230 | bibcode=1997A&A...318..215S }}</ref>

<ref name=sao389>{{cite journal | last=Vaiana | first=G. S. | date=1980 | title=Stellar Coronae – Overview of the Einstein / CFA Stellar Survey In: ''Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun'' | journal=SAO Special Report | volume=389 | issue=389 | editor=A. K. Dupree | pages=195–215 | bibcode=1980SAOSR.389..195V }}</ref>

<ref name=apj213_5_874>{{cite journal | display-authors=1 | last1=Munro | first1=R. H. | last2=Jackson | first2=B. V. |date=May 1977 | title=Physical properties of a polar coronal hole from 2 to 5 solar radii | journal=Astrophysical Journal | volume=213 | issue=5 | pages=874–86 | bibcode=1977ApJ...213..874M | doi=10.1086/155220 }}</ref>

<ref name=aaa500_3_L41>{{cite journal | display-authors=1 | last1=Lignières | first1=F. | last2=Petit | first2=P. | last3=Böhm | first3=T. | last4=Aurière | first4=M. | date=2009 | title=First evidence of a magnetic field on Vega | journal=Astronomy & Astrophysics | volume=500 | issue=3 | pages=L41–L44 | doi=10.1051/0004-6361/200911996 | bibcode=2009A&A...500L..41L|arxiv = 0903.1247 | s2cid=6021105 }}</ref>

<ref name=sd20090726>{{cite web | author=Staff | title=Magnetic Field On Bright Star Vega | work=Science Daily | date=July 26, 2009 | url=https://www.sciencedaily.com/releases/2009/06/090623111947.htm | access-date=2009-07-30 }}</ref>

<ref name=apj229_661>{{cite journal | display-authors=1 | last1=Topka | first1=K. | last2=Fabricant | first2=D. | last3=Harnden | first3=F.R. Jr. | last4=Gorenstein | first4=P. | last5=Rosner | first5=R. | title=Detection of soft X-rays from Alpha Lyrae and Eta Bootis with an imaging X-ray telescope | journal=Astrophysical Journal | date=1979 | volume=229 | page=661 | doi=10.1086/157000 | bibcode=1979ApJ...229..661T | doi-access=free }}</ref>

<ref name=apj429_2_L81>{{cite journal | display-authors=1 | last1=Gulliver | first1=Austin F. | last2=Hill | first2=Graham | last3=Adelman | first3=Saul J. | title=Vega: A rapidly rotating pole-on star | journal=The Astrophysical Journal | date=1994 | volume=429 | issue=2 | pages=L81–L84 | doi=10.1086/187418 | bibcode=1994ApJ...429L..81G }}</ref>

<ref name=noao2006>{{cite web | author=Staff | date=2006-01-10 | title=Rapidly Spinning Star Vega has Cool Dark Equator | publisher=National Optical Astronomy Observatory | url=http://www.noao.edu/outreach/press/pr06/pr0603.html | access-date=2007-11-18 }}</ref>

<ref name=adelman2004>{{cite journal | last=Adelman | first=Saul J. | title=The physical properties of normal A stars | journal=Proceedings of the International Astronomical Union | volume=2004 |issue=IAUS224 | pages=1–11 | date=July 2004 | doi=10.1017/S1743921304004314 | bibcode=2004IAUS..224....1A | doi-access=free }}</ref>

<ref name=science317_5836_325>{{cite journal | last=Quirrenbach | first=Andreas | title=Seeing the Surfaces of Stars | journal=Science | date=2007 | volume=317 | issue=5836 | pages=325–326 | doi=10.1126/science.1145599 | pmid=17641185 | s2cid=118213499 }}</ref>

<ref name=apj644_2_1291>{{cite journal | display-authors=1 | last1=Antia | first1=H. M. | last2=Basu | first2=Sarbani | title=Determining Solar Abundances Using Helioseismology | journal=The Astrophysical Journal | date=2006 | volume=644 | issue=2 | pages=1292–1298 | doi=10.1086/503707 | bibcode=2006ApJ...644.1292A |arxiv = astro-ph/0603001 | s2cid=15334093 }}</ref>

<ref name=bicds38_137>{{cite journal | display-authors=1 | last1=Renson | first1=P. | last2=Faraggiana | first2=R. | last3=Boehm | first3=C. | title=Catalogue of Lambda Bootis Candidates | journal=Bulletin d'Information du Centre de Données Stellaires | date=1990 | volume=38 | pages=137–149 | bibcode=1990BICDS..38..137R }}—Entry for HD 172167 on p. 144.</ref>

<ref name=apj548_2_77>{{cite journal | display-authors=1 | last1=Qiu | first1=H. M. | last2=Zhao | first2=G. | last3=Chen | first3=Y. Q. | last4=Li | first4=Z. W. | title=The Abundance Patterns of Sirius and Vega | journal=The Astrophysical Journal | date=2001 | volume=548 | issue=2 | pages=77–115 | doi=10.1086/319000 | bibcode=2001ApJ...548..953Q | doi-access=free }}</ref>

<ref name=mnras301_4_1099>{{cite journal | display-authors=1 | last1=Martinez | first1=Peter | last2=Koen | first2=C. | last3=Handler | first3=G. | last4=Paunzen | first4=E. | title=The pulsating lambda Bootis star HD 105759 | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | date=1998 | volume=301 | issue=4 | pages=1099–1103 | doi=10.1046/j.1365-8711.1998.02070.x | bibcode=1998MNRAS.301.1099M | doi-access=free }}</ref>

<ref name=apj348_712>{{cite journal | display-authors=1 | last1=Adelman | first1=Saul J. | last2=Gulliver | first2=Austin F. | title=An elemental abundance analysis of the superficially normal A star Vega | journal=Astrophysical Journal, Part 1 | date=1990 | volume=348 | pages=712–717 | doi=10.1086/168279 | bibcode=1990ApJ...348..712A }}</ref>

<ref name=aaa323_L49>{{cite journal | display-authors=1 | last1=Perryman | first1=M. A. C. | last2=Lindegren | first2=L. | last3=Kovalevsky | first3=J. | last4=Hoeg | first4=E. | last5=Bastian | first5=U. | last6=Bernacca | first6=P. L. | last7=Crézé | first7=M. | last8=Donati | first8=F. | last9=Grenon | first9=M. | title=The Hipparcos Catalogue | journal=Astronomy and Astrophysics | date=1997 | volume=323 | pages=L49–L52 | bibcode=1997A&A...323L..49P }}</ref>

<ref name=majewski2006>{{cite web |last=Majewski |first=Steven R. |date=2006 |url=http://www.astro.virginia.edu/class/majewski/astr551/lectures/VELOCITIES/velocities.html |archive-url=https://archive.today/20120125061201/http://www.astro.virginia.edu/class/majewski/astr551/lectures/VELOCITIES/velocities.html |archive-date=2012-01-25 |title=Stellar Motions |publisher=University of Virginia |access-date=2007-09-27 }}—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=moulton1906>{{cite book | first=Forest Ray | last=Moulton | date=1906 | page=[https://archive.org/details/anintroductiont19unkngoog/page/n534 502] | title=An Introduction to Astronomy | url=https://archive.org/details/anintroductiont19unkngoog | publisher=The Macmillan company }}</ref>

<ref name=inglis2003>{{cite book | first=Mike | last=Inglis | date=2003 | title=Observer's Guide to Stellar Evolution: The Birth, Life, and Death of Stars | publisher=Springer | isbn=978-1-85233-465-9 }}</ref>

<ref name="Hurt2021">{{cite journal |last1=Hurt |first1=Spencer A. |last2=Quinn |first2=Samuel N. |last3=Latham |first3=David W. |last4=Vanderburg |first4=Andrew |last5=Esquerdo |first5=Gilbert A. |last6=Calkins |first6=Michael L. |last7=Berlind |first7=Perry |last8=Angus |first8=Ruth |last9=Latham |first9=Christian A. |last10=Zhou |first10=George |title=A Decade of Radial-velocity Monitoring of Vega and New Limits on the Presence of Planets |journal=The Astronomical Journal |date=21 January 2021 |volume=161 |issue=4 |page=157 |doi=10.3847/1538-3881/abdec8 |arxiv=2101.08801 |bibcode=2021AJ....161..157H |s2cid=231693198 |doi-access=free }}</ref>

<ref name=aaa339>{{cite journal | last=Barrado y Navascues | first=D. | title=The Castor moving group. The age of Fomalhaut and VEGA | journal=Astronomy and Astrophysics | date=1998 | volume=339 | pages=831–839 | bibcode=1998A&A...339..831B |arxiv = astro-ph/9905243 }}</ref>

<ref name=apj285_808>{{cite journal | display-authors=1 | last1=Harper | first1=D. A. | last2=Loewenstein | first2=R. F. | last3=Davidson | first3=J. A. | title=On the nature of the material surrounding VEGA | journal=Astrophysical Journal, Part 1 | date=1984 | volume=285 | pages=808–812 | doi=10.1086/162559 | bibcode=1984ApJ...285..808H | doi-access=free }}</ref>

<ref name=mnras_97_423>{{cite journal | last=Robertson | first=H. P. | author-link = Howard Percy Robertson | title=Dynamical effects of radiation in the solar system | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume=97 | issue=6 | pages=423–438 |date=April 1937 | bibcode=1937MNRAS..97..423R | doi=10.1093/mnras/97.6.423| doi-access=free }}</ref>

<ref name=mnras314_4_702>{{cite journal | display-authors=1 | last1=Dent | first1=W. R. F. | last2=Walker | first2=H. J. | last3=Holland | first3=W. S. | last4=Greaves | first4=J. S. | title=Models of the dust structures around Vega-excess stars | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | date=2000 | volume=314 | issue=4 | pages=702–712 | doi=10.1046/j.1365-8711.2000.03331.x | bibcode=2000MNRAS.314..702D | doi-access=free }}</ref>

<ref name=apj559_1_237>{{cite journal | display-authors=1 | last1=Ciardi | first1=David R. | last2=van Belle | first2=Gerard T. | last3=Akeson | first3=Rachel L. | last4=Thompson | first4=Robert R. | last5=Lada | first5=Elizabeth A. | last6=Howell | first6=Steve B. | title=On The Near-Infrared Size of Vega | journal=The Astrophysical Journal | date=2001 | volume=559 | issue=1 | pages=237–244 | bibcode=2001ApJ...559.1147C | doi=10.1086/322345 |arxiv = astro-ph/0105561 | s2cid=15898697 }}</ref>

<ref name=aaa534_1_237>{{cite journal | display-authors=1 | last1=Defrère | first1=D. | last2=Absil | first2=O. | last3=Augereau | first3=J.C. | last4=Di Folco | first4=E. | title=Hot exozodiacal dust resolved around Vega with IOTA/IONIC | journal=Astronomy and Astrophysics | date=2011 | volume=534 | pages=A5 | doi=10.1051/0004-6361/201117017 | bibcode=2011A&A...534A...5D | arxiv = 1108.3698 | s2cid=8291382 }}</ref>

<ref name=aaa452_1_237>{{cite journal | display-authors=1 | last1=Absil | first1=O. | last2=di Folco | first2=E. | last3=Mérand | first3=A. | last4=Augereau | first4=J.-C. | last5=Coudé du Foresto | first5=V. | last6=Aufdenberg | first6=J. P. | last7=Kervella | first7=P. | last8=Ridgway | first8=S. T. | last9=Berger | first9=D. H. | title=Circumstellar material in the Vega inner system revealed by CHARA/FLUOR | journal=Astronomy and Astrophysics | date=2006 | volume=452 | issue=1 | pages=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>{{cite web | last=Girault-Rime | first=Marion | date=Summer 2006 | url=http://www2.cnrs.fr/en/578.htm | title=Vega's Stardust | publisher=CNRS International Magazine | access-date=2007-11-19 }}</ref>

<ref name=nature392_6678_788>{{cite journal | display-authors=1 | last1=Holland | first1=Wayne S. | last2=Greaves | first2=Jane S. | last3=Zuckerman | first3=B. | last4=Webb | first4=R. A. | last5=McCarthy | first5=Chris | last6=Coulson | first6=Iain M. | last7=Walther | first7=D. M. | last8=Dent | first8=William R. F. | last9=Gear | first9=Walter K. | title=Submillimetre images of dusty debris around nearby stars | journal=Nature | date=1998 | volume=392 | issue=6678 | pages=788–791 | bibcode=1998Natur.392..788H | doi=10.1038/33874 | s2cid=4373502 }}</ref>

<ref name=jac19980421>{{cite web|author=Staff |date=1998-04-21 |title=Astronomers discover possible new Solar Systems in formation around the nearby stars Vega and Fomalhaut |publisher=Joint Astronomy Centre |url=http://outreach.jach.hawaii.edu/pressroom/1998_vega/ |access-date=2007-10-29 |archive-url=https://web.archive.org/web/20081216160151/http://outreach.jach.hawaii.edu/pressroom/1998_vega/ |archive-date=2008-12-16 }}</ref>

<ref name=apj569_2_L115>{{cite journal | display-authors=1 | last1=Wilner| first1=D. | last2=Holman | first2=M. | last3=Kuchner | first3=M. | last4=Ho | first4=P. T. P. | title=Structure in the Dusty Debris around Vega | journal=The Astrophysical Journal | date=2002 | volume=569 | issue=2 | pages=L115–L119 | doi=10.1086/340691 | bibcode=2002ApJ...569L.115W |arxiv = astro-ph/0203264 | s2cid=36818074}}</ref>

<ref name=apj598_2_1321>{{cite journal | last=Wyatt | first=M. | title=Resonant Trapping of Planetesimals by Planet Migration: Debris Disk Clumps and Vega's Similarity to the Solar System | journal=The Astrophysical Journal | year=2003 | volume=598 | issue=2 | pages=1321–1340 | doi=10.1086/379064 | bibcode=2003ApJ...598.1321W |arxiv = astro-ph/0308253 | s2cid=10755059 }}</ref>

<ref name=roe20031201>{{cite web | display-authors=1 | last1=Gilchrist | first1=E. | date=2003-12-01 | last2=Wyatt | first2=M. | last3=Holland | first3=W. | last4=Maddock | first4=J. | last5=Price | first5=D. P. | title=New evidence for Solar-like planetary system around nearby star | publisher=Royal Observatory, Edinburgh | url=http://www.roe.ac.uk/roe/support/pr/pressreleases/vega.html | access-date=2007-10-30 }}</ref>

<ref name=apj652_2_1729>{{cite journal | display-authors=1 | last1=Itoh | first1=Yoichi | last2=Oasa | first2=Yumiko | last3=Fukagawa | first3=Misato | title=Coronagraphic Search for Extrasolar Planets around ε Eri and Vega | journal=The Astrophysical Journal | date=2006 | volume=652 | issue=2 | pages=1729–1733 | doi=10.1086/508420 | bibcode=2006ApJ...652.1729I | arxiv=astro-ph/0608362 | s2cid=119542260 }}</ref>

<ref name=aaa531>{{cite journal | display-authors=1 | last1=Piétu | first1=V. | last2=di Folco | first2=E. | last3=Guilloteau | first3=S. | last4=Gueth | first4=F. | last5=Cox | first5=P. | title=High-sensitivity search for clumps in the Vega Kuiper-belt. New PdBI 1.3 mm observations | journal=Astronomy & Astrophysics | volume=531 |date=July 2011 | doi=10.1051/0004-6361/201116796 | bibcode=2011A&A...531L...2P | arxiv=1105.2586 | pages=L2| s2cid=55674804 }}</ref>

<ref name=pasp97_180>{{cite journal | display-authors=1 | last1=Campbell | first1=B. | last2=Garrison | first2=R. F. | title=On the inclination of extra-solar planetary orbits | journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | date=1985 | volume=97 | pages=180–182 | doi=10.1086/131516 | bibcode=1985PASP...97..180C | doi-access=free }}</ref>

<ref name=mnras55_429>{{cite journal | last=Knobel | first=E. B. | title=Al Achsasi Al Mouakket, on a catalogue of stars in the Calendarium of Mohammad Al Achsasi Al Mouakket | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume=55 | issue=8 | pages=429–438 |date=June 1895 | bibcode=1895MNRAS..55..429K | doi=10.1093/mnras/55.8.429| doi-access=free }}</ref>

<ref name=massey2001>{{cite book |first=Gerald |last=Massey |date=2001 |title=Ancient Egypt: the Light of the World |publisher=Adamant Media Corporation <!--|ISBN=140217442X --> |isbn=978-1-60206-086-9}}</ref>

<ref name=olcott1911>{{cite book | first=William Tyler | last=Olcott | date=1911 | title=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 | publisher=G.P. Putnam's sons | isbn=978-0-7873-1096-7 | bibcode=1911slaa.book.....O }}</ref>

<ref name=houlding2005>{{cite web | last=Houlding | first=Deborah |date=December 2005 | url=http://www.skyscript.co.uk/lyre.html | title=Lyra: The Lyre | publisher=Sktscript | access-date=2007-11-04 }}</ref>

<ref name=brill7_292>{{cite book | display-authors=1 | first1=M. Th. | last1=Houtsma | last2=Wensinck | first2=A. J. | last3=Gibb | first3=H. A. R. | last4=Heffening | first4=W. | last5=Lévi-Provençal | date=1987 | title=E. J. Brill's First Encyclopaedia of Islam, 1913–36 | volume=VII | page=292 | publisher=E.J. Brill }}</ref>

<ref name=chaikin1990>{{cite book | first=Andrew L. | last=Chaikin | editor1-last=Beatty | editor1-first=J. K. | editor2-last=Petersen | editor2-first=C. C. | date=1990 | title=The New Solar System | edition=4th | publisher=Cambridge University Press | location=Cambridge, England | isbn=978-0-521-64587-4 }}</ref>

<ref name=roy_clarke2003>{{cite book | first1=Archie E. | display-authors=1 | last1=Roy | last2=Clarke | first2=David | date=2003 | title=Astronomy: Principles and Practice | publisher=CRC Press | isbn=978-0-7503-0917-2 }}</ref>

<ref name=jps28_18>{{cite journal | last=Smith | first=S. Percy | title=The Fatherland of the Polynesians – Aryan and Polynesian Points of Contact | journal=The Journal of the Polynesian Society | date=1919 | volume=28 | pages=18–20 | url=https://books.google.com/books?id=0sh9-6UH644C&pg=PA27 }}</ref>

<ref name=kendall1845>{{cite book | first=E. Otis | last=Kendall |author-link=E. Otis Kendall | date=1845 | title=Uranography: Or, A Description of the Heavens; Designed for Academics and Schools; Accompanied by an Atlas of the Heavens | publisher=Oxford University Press | location=Philadelphia }}</ref>

<ref name=allen1963>{{cite book | first=Richard Hinckley | last=Allen | date=1963 | title=Star Names: Their Lore and Meaning | publisher=Courier Dover Publications | isbn=978-0-486-21079-7 | url-access=registration | url=https://archive.org/details/starnamestheirlo00alle }}</ref>

<ref name=wei_yue_tao2005>{{cite book |first1=Liming |display-authors=1 |last1=Wei |last2=Yue |first2=L. |last3=Lang Tao |first3=L. |date=2005 |title=Chinese Festivals |url=https://archive.org/details/chinesefestivals0000weil_g9q7 |publisher=Chinese Intercontinental Press <!--|ISBN=750850836X --> |isbn=978-7-5085-0836-8}}</ref>

<ref name=kippas1919>{{cite book | first=John Robert | last=Kippax | date=1919 | title=The Call of the Stars: A Popular Introduction to a Knowledge of the Starry Skies with their Romance and Legend | url=https://archive.org/details/callstarsapopul01kippgoog | publisher=G. P. Putnam's Sons }}</ref>

<ref name=boyce1996>{{cite book | first=Mary | last=Boyce | date=1996 | title=A History of Zoroastrianism, volume one: The Early Period | publisher=E. J. Brill | location=New York | isbn=978-90-04-08847-4 }}</ref>

<ref name=tyson1993>{{cite book | first1=Donald | display-authors=1 | last1=Tyson | last2=Freake | first2=James | date=1993 | title=Three Books of Occult Philosophy | publisher=Llewellyn Worldwide | isbn=978-0-87542-832-1 }}</ref>

<ref name=argippa1533>{{cite book | first=Heinrich Cornelius | last=Agrippa | date=1533 | title=De Occulta Philosophia | publisher=BRILL | isbn=978-90-04-09421-5 }}</ref>

<ref name=burnham1978>{{cite book | first=Robert J. R. | last=Burnham | date=1978 | title=Burnham's Celestial Handbook: An Observer's Guide to the Universe Beyond the Solar System | volume=2 | publisher=Courier Dover Publications | isbn=978-0-486-23568-4 | url-access=registration | url=https://archive.org/details/burnhamscelestia02robe }}</ref>

<ref name=frommert>{{cite web | last=Frommert | first=Hartmut | url=http://yuridrive.yurisnight.net/~spider/spider/Misc/alphaLyr.html | title=Vega, Alpha Lyrae | publisher=SEDS | access-date=2007-11-02 | archive-url=https://archive.today/20071024205329/http://yuridrive.yurisnight.net/~spider/spider/Misc/alphaLyr.html | archive-date=2007-10-24 }}</ref>

<ref name=esa20050520>{{cite web | author=Staff | date=2005-05-20 | url=http://www.esa.int/SPECIALS/Launchers_Access_to_Space/SEMH3E67ESD_0.html | title=Launch vehicles – Vega | publisher=European Space Agency | access-date=2007-11-12 }}</ref>

<ref name=rumerman2003>{{cite web | first=Judy | last=Rumerman | date=2003 | url=http://www.centennialofflight.gov/essay/Aerospace/vega/Aero14.htm | title=The Lockheed Vega and Its Pilots | publisher=U.S. Centennial of Flight Commission | access-date=2007-11-12 | archive-url=https://web.archive.org/web/20071018133435/http://centennialofflight.gov/essay/Aerospace/vega/Aero14.htm | archive-date=2007-10-18 }}</ref>

<ref name=baas25_1319>{{cite journal | last=Garrison | first=R. F. | title=Anchor Points for the MK System of Spectral Classification | journal=Bulletin of the American Astronomical Society | volume=25 | page=1319 | date=December 1993 | bibcode=1993AAS...183.1710G | url=http://www.astro.utoronto.ca/~garrison/mkstds.html | access-date=February 5, 2012 | archive-date=June 25, 2019 | archive-url=https://web.archive.org/web/20190625094716/http://www.astro.utoronto.ca/~garrison/mkstds.html | url-status=dead }}</ref>

<ref name=glasse2008>{{cite book | first=Cyril | last=Glassé | title=The new encyclopedia of Islam | series=Reference, Information and Interdisciplinary Subjects Series | edition=3rd | publisher=Rowman & Littlefield | date=2008 | isbn=978-0-7425-6296-7 | page=75 | url=https://books.google.com/books?id=D7tu12gt4JYC&pg=PA75 }}</ref>

<ref name=Kunitzsch86>{{cite journal |last=Kunitzsch|first=Paul|date=1986|title=The Star Catalogue Commonly Appended to the Alfonsine Tables|journal=Journal for the History of Astronomy|volume=17|issue=49|pages=89–98|doi=10.1177/002182868601700202|bibcode = 1986JHA....17...89K |s2cid=118597258}}</ref>

<ref name=gray2003>{{cite journal|bibcode=2003AJ....126.2048G|arxiv=astro-ph/0308182|title=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|journal=The Astronomical Journal|volume=126|issue=4|pages=2048|last1=Gray|first1=R. O.|last2=Corbally|first2=C. J.|last3=Garrison|first3=R. F.|last4=McFadden|first4=M. T.|last5=Robinson|first5=P. E.|year=2003|doi=10.1086/378365|s2cid=119417105}}</ref>

<ref name=gray2007>{{cite journal |last=Gray|first=Raymond|date=2007|title=The Problems with Vega|journal=The Future of Photometric, Spectrophotometric and Polarimetric Standardization, ASP Conference Series, Proceedings of a Conference Held 8–11 May 2006 in Blankenberge, Belgium|volume=364|pages=305–|bibcode = 2007ASPC..364..305G }}</ref>

<ref name=butkovskaya2011>{{cite journal |last=Butkovskaya|first=Varvara|date=2011|title=The long-term variability of Vega|journal=Astronomische Nachrichten|volume=332|issue=9–10|pages=956–960|doi=10.1002/asna.201111587|bibcode = 2011AN....332..956B |doi-access=free}}</ref>

<ref name="hughes2012">{{cite journal
 | title=Confirming the Primarily Smooth Structure of the Vega Debris Disk at Millimeter Wavelengths
 | display-authors=1
 | last1=Hughes | first1=A. Meredith | last2=Wilner | first2=David J.
 | last3=Mason | first3=Brian | last4=Carpenter | first4=John M.
 | last5=Plambeck | first5=Richard | last6=Chiang | first6=Hsin-Fang
 | last7=Andrews | first7=Sean M. | last8=Williams | first8=Jonathan P.
 | last9=Hales | first9=Antonio | last10=Su | first10=Kate
 | last11=Chiang | first11=Eugene | last12=Dicker | first12=Simon
 | last13=Korngut | first13=Phil | last14=Devlin | first14=Mark
 | date=2012 | journal=The Astrophysical Journal
 | volume=750 | issue=1 | pages=82
 | id=82
 | doi=10.1088/0004-637X/750/1/82 | bibcode=2012ApJ...750...82H
 | arxiv=1203.0318 | s2cid=118553890
 }}</ref>

<ref name="sibthorpe2010">{{cite journal
 | title=The Vega debris disc: A view from Herschel
 | display-authors=1
 | last1=Sibthorpe | first1=B. | last2=Vandenbussche | first2=B.
 | last3=Greaves | first3=J. S. | last4=Pantin | first4=E.
 | last5=Olofsson | first5=G. | last6=Acke | first6=B.
 | last7=Barlow | first7=M. J. | last8=Blommaert | first8=J. A. D. L.
 | last9=Bouwman | first9=J. | last10=Brandeker | first10=A.
 | last11=Cohen | first11=M. | last12=De Meester | first12=W.
 | last13=Dent | first13=W. R. F. | last14=di Francesco | first14=J.
 | last15=Dominik | first15=C. | last16=Fridlund | first16=M.
 | last17=Gear | first17=W. K. | last18=Glauser | first18=A. M.
 | last19=Gomez | first19=H. L. | last20=Hargrave | first20=P. C.
 | last21=Harvey | first21=P. M. | last22=Henning | first22=Th.
 | last23=Heras | first23=A. M. | last24=Hogerheijde | first24=M. R.
 | last25=Holland | first25=W. S. | last26=Ivison | first26=R. J.
 | last27=Leeks | first27=S. J. | last28=Lim | first28=T. L.
 | last29=Liseau | first29=R. | last30=Matthews | first30=B. C.
 | last31=Naylor | first31=D. A. | last32=Pilbratt | first32=G. L.
 | last33=Polehampton | first33=E. T. | last34=Regibo | first34=S.
 | last35=Royer | first35=P. | last36=Sicilia-Aguilar | first36=A.
 | last37=Swinyard | first37=B. M. | last38=Waelkens | first38=C.
 | last39=Walker | first39=H. J. | last40=Wesson | first40=R.
 | journal=Astronomy and Astrophysics | volume=518 | pages=L130
 | id=L130 | date=2010
 | doi=10.1051/0004-6361/201014574 | bibcode=2010A&A...518L.130S
 | arxiv=1005.3543 | s2cid=6461181
 }}</ref>

<ref name=aa575_A35>{{cite journal
 | last=Bailer-Jones | first=C. A. L.
 | title=Close encounters of the stellar kind
 | journal=Astronomy & Astrophysics
 | volume=575 | id=A35 | page=13 | date=March 2015
 | doi=10.1051/0004-6361/201425221
 | bibcode=2015A&A...575A..35B
 | arxiv=1412.3648 | s2cid=59039482
 }}</ref>

<ref name=aa577_A64>{{cite journal
 | display-authors=1 | last1=Böhm | first1=T.
 | last2=Holschneider | first2=M. | last3=Lignières | first3=F.
 | last4=Petit | first4=P. | last5=Rainer | first5=M.
 | last6=Paletou | first6=F. | last7=Wade | first7=G.
 | last8=Alecian | first8=E. | last9=Carfantan | first9=H.
 | last10=Blazère | first10=A. | last11=Mirouh | first11=G. M.
 | title=Discovery of starspots on Vega. First spectroscopic detection of surface structures on a normal A-type star
 | journal=Astronomy & Astrophysics
 | volume=577 | id=A64 | page=12 | date=May 2015
 | doi=10.1051/0004-6361/201425425 | bibcode=2015A&A...577A..64B
 | arxiv=1411.7789 | s2cid=53548120 }}</ref>

<ref name="Gatewood2008">{{cite journal|bibcode=2008AJ....136..452G|doi = 10.1088/0004-6256/136/1/452|title = 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|journal = The Astronomical Journal|volume = 136|issue = 1|pages = 452–460|year = 2008|last1 = Gatewood|first1 = George|doi-access = free}}</ref>

<ref name=bohlin>{{cite journal|bibcode=2004AJ....127.3508B|title=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|journal=The Astronomical Journal|volume=127|issue=6|pages=3508–3515|last1=Bohlin|first1=R. C.|last2=Gilliland|first2=R. L.|year=2004|doi=10.1086/420715|doi-access=free}}</ref>

<ref name=gcvs>{{cite journal|bibcode=2009yCat....102025S|title=VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007–2013)|journal=VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S|volume=1|page=02025|last1=Samus|first1=N. N.|last2=Durlevich|first2=O. V.|year=2009|display-authors=etal}}</ref>

<ref name=ducati>{{cite journal|bibcode=2002yCat.2237....0D|title=VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system|journal=CDS/ADC Collection of Electronic Catalogues|volume=2237|last=Ducati|first=J. R.|year=2002}}</ref>

<ref name="WGSN">{{cite web | url=https://www.iau.org/science/scientific_bodies/working_groups/280/ | title=IAU Working Group on Star Names (WGSN) | publisher=International Astronomical Union |access-date=22 May 2016 }}</ref>

<ref name="WGSN1">{{cite web | url=http://www.pas.rochester.edu/~emamajek/WGSN/WGSN_bulletin1.pdf | title=Bulletin of the IAU Working Group on Star Names, No. 1 | publisher=IAU Division C: Education, Outreach and Heritage (WGSN) | date=July 2016 |access-date=28 July 2016 }}</ref>

<ref name="IAU-CSN">{{cite web | url=http://www.pas.rochester.edu/~emamajek/WGSN/IAU-CSN.txt | title=IAU Catalog of Star Names | publisher=IAU Division C: Education, Outreach and Heritage (WGSN) | date=August 21, 2016 |access-date=28 July 2016 }}</ref>

<ref name=Gingerish1987>{{cite journal | last1 = Gingerich | first1 = O.| doi = 10.1111/j.1749-6632.1987.tb37197.x | title = Zoomorphic Astrolabes and the Introduction of Arabic Star Names into Europe | journal = Annals of the New York Academy of Sciences | volume = 500 | issue = 1| pages = 89–104 | year = 1987 |bibcode = 1987NYASA.500...89G | s2cid = 84102853}}</ref>

<ref name=hamacher>{{cite journal|display-authors=1|last1=Hamacher |first1=Duane W.|last2=Frew |first2=David J. |date=2010|title= An Aboriginal Australian Record of the Great Eruption of Eta Carinae|journal=Journal of Astronomical History & Heritage |volume=13|issue=3|pages= 220–34|doi=10.3724/SP.J.1440-2807.2010.03.06 |arxiv = 1010.4610 |bibcode = 2010JAHH...13..220H |s2cid=118454721 }}</ref>

<ref name=stanbridge>{{cite journal|bibcode=1857PPIVT...2..137S|title=On the astronomy and mythology of the Aborigines of Victoria|journal=Proceedings of the Philosophical Institute of Victoria|volume=2|pages=137|last=Stanbridge|first=William Edward|year=1857}}</ref>

<ref name=auden>{{Cite web | url=https://genius.com/W-h-auden-a-summer-night-to-geoffrey-hoyland-annotated | title=W. H. Auden – A Summer Night (to Geoffrey Hoyland) | access-date=2019-01-06}}</ref>

<ref name=aeea>{{cite web|url=http://aeea.nmns.edu.tw/2006/0607/ap060703.html|language=zh|trans-title=AEEA (Activities of Exhibition and Education in Astronomy)|title=天文教育資訊網|date=2006-07-03|access-date=2019-01-06|archive-date=May 21, 2011|archive-url=https://web.archive.org/web/20110521232833/http://aeea.nmns.edu.tw/2006/0607/ap060703.html|url-status=dead}}</ref>

<ref name=zh>{{cite book|author=陳久金|title=中國星座神話|url=https://books.google.com/books?id=0Vex0rYzdu8C|year=2005|publisher=五南圖書出版股份有限公司|isbn=978-986-7332-25-7}}</ref>

<ref name=Kunitzsch>{{cite book
 |last1=Kunitzsch |first1=Paul
 |last2=Smart |first2=Tim
 |date = 2006 |edition = 2nd rev.
 |title = A Dictionary of Modern star Names: A Short Guide to 254 Star Names and Their Derivations
 |url=https://archive.org/details/dictionaryofmode0000kuni |publisher = Sky Pub |location = Cambridge, Massachusetts
 |isbn = 978-1-931559-44-7
}}</ref>

<ref name=tomkin1998>{{cite journal|last=Tomkin|first=Jocelyn|date=April 1998|title=Once and Future Celestial Kings|url=https://archive.org/details/sim_sky-and-telescope_1998-04_95_4/page/59|journal=Sky and Telescope|volume=95|issue=4|pages=59–63|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=petit2022>{{cite journal| bibcode=2022A&A...666A..20P | title=A decade-long magnetic monitoring of Vega | last1=Petit | first1=P. | last2=Böhm | first2=T. | last3=Folsom | first3=C. P. | last4=Lignières | first4=F. | last5=Cang | first5=T. | journal=Astronomy and Astrophysics | year=2022 | volume=666 | pages=A20 | doi=10.1051/0004-6361/202143000 | arxiv=2208.09196 | s2cid=251710497 }}</ref>

<ref name=vedabase>{{Cite web
 | title=ŚB 11.16.27
 | url=https://vedabase.io/en/library/sb/11/16/27/
 | access-date=2021-03-29
 | website=vedabase.io | language=en }}</ref>
}}

== Надворешни врски ==
{{Commons category}}

* {{Наведена мрежна страница|url=http://www.solstation.com/stars/vega.htm|title=Vega|last=Anonymous|work=SolStation|publisher=The Sol Company|accessdate=2005-11-09}}
* {{Наведена мрежна страница|url=http://outreach.jach.hawaii.edu/pressroom/2003_vegasolar/|title=New evidence for Solar-like planetary system around nearby star|last=Gilchrist|first=Eleanor|last2=Wyatt|first2=Mark|date=2003-12-01|publisher=Joint Astronomy Centre|archive-url=https://web.archive.org/web/20090923182639/http://outreach.jach.hawaii.edu/pressroom/2003_vegasolar/|archive-date=2009-09-23|accessdate=2007-11-10|last3=Holland|first3=Wayne|last4=Price|first4=Douglas Pierce|last5=Maddock|first5=Julia|display-authors=1}}
* {{Наведена мрежна страница|url=http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2005-01/release.shtml|title=Spitzer Sees Dusty Aftermath of Pluto-Sized Collision|last=Hill|first=Gay Yee|last2=Beasley|first2=Dolores|date=2005-01-10|publisher=NASA/Spitzer Space Telescope|archive-url=https://web.archive.org/web/20070518105642/http://www.spitzer.caltech.edu/Media/releases/ssc2005-01/release.shtml|archive-date=May 18, 2007|accessdate=2007-11-02|display-authors=1}}

{{Ѕвезди во Лира}}
{{Нормативна контрола}}

[[Категорија:Севернополарни ѕвезди]]
[[Категорија:HIP-објекти]]
[[Категорија:HD-објекти]]
[[Категорија:Глизеови објекти]]
[[Категорија:Флемстидови објекти]]
[[Категорија:Тела од Бонскиот преглед]]
[[Категорија:HR-објекти]]
[[Категорија:Бајерови објекти]]
[[Категорија:Лира (соѕвездие)]]
[[Категорија:Хипотетички планетарни системи]]
[[Категорија:Околуѕвездени дискови]]
[[Категорија:Ѕвезди од типот на Ламбда Воловар]]
[[Категорија:Променливи ѕвезди од типот на Делта Штит]]
[[Категорија:Ѕвезди од главната низа од типот A]]
[[Категорија:Статии со извори на кинески (zh)]]