베가: 두 판 사이의 차이

'''베가'''(Vega, α Lyrae)는 [[거문고자리]]의 알파별이며, 거리는 비교적 가까워 [[지구]]에서 약 25.3광년3 광년 떨어져 있다. 실시등급 0.03등급으로,03 등급으로 밤하늘 전체에서 [[가장 밝은 별 목록|다섯 번째로 밝은 별]]이며 북반구 하늘만을 한정할 경우 [[아르크투루스]]에 이어 두 번째로 밝은 별이다밝다. 또 베가는 빠른 [[항성 자전|자전]](12시간 정도)로으로 인해생긴 원심력 때문에 계란 모양으로 찌그러져 있다.(이 점에서는점에서 [[목성]]과 비슷하다.) 이베가 별은주변에는 [[태양계]]에와 가까운비슷한 행성계를행성계가 가지고형성되어 있을 가능성이확률이 있다. 베가는 아르크투루스, [[시리우스]], [[포말하우트]] 등과 함께 지구 근처에 있는 항성들 중 눈에 띄게 밝은 별들 중 하나이다.

베가는 연구가 폭넓게 이루어진 별로, '명시적으로 태양 다음으로 밤하늘에 있는 별들 중 가장 중요한 항성'으로 불리기도 한다.<ref name=apj429/> 역사적으로 베가는 기원전 1만 2천년 경까지 [[북극성]]이었으며, 지구의 [[세차 운동]]에 의해으로 서기 14000년경에는 북극성이 되고, 거리도 24.7광년으로 가까워진다. [[알타이르]], [[데네브]]와 [[여름의 대삼각형]]을 이룬다.

}}</ref> 베가의 자전 속도는 적도에서 초당 274 킬로미터로 매우 빠르게 회전한다. 이 때문에 베가의 적도는 마치 럭비공처럼 부풀어 있는 것으로 추측되며, 적도 부분 [[광구]]의 온도는 극지 광구에 비해 온도가 낮으며낮아서 밝기 또한 광구의 절반 수준에 불과하다. 지구에서 볼 때 베가는 남극 혹은 북극이 우리 시야의 정면을 바라보고 있다. 따라서 밝은 극 지역만이 우리 눈에 보이므로 베가는 실제 밝기에 비해 더 밝게 보인다.<ref name=nature7086/>

베가 주위에서 [[적외선]]의 초과 복사 현상이 관측되었는데, 여기서 베가는 먼지로 이루어진 [[별주위 원반]]을 거느리고 있다고 예상할 수 있다. 이 먼지는 베가 주위를 도는 천체 두 개가 서로 충돌하여 거기서 나온 파편들로 이루어진 것으로 보인다. 이는 태양계의 [[카이퍼 대]]와 비슷한 모양새이다.<ref name=apj628/> 베가처럼 항성 주위에서 적외선 초과 복사가 관측되는 항성들을 베가형 항성이라고 부른다.<ref name=apj124/> 베가 주위 원반에서 관측되는 불규칙함을 통해 적어도 한 개의 [[외계 행성|행성]]이 존재할 것으로 보이며추측되며, 이 행성의 질량은 대략 목성 정도로 보인다.<ref name=apj569/><ref name=apj598/>

[[천체사진술]]([[천체]]의 모습을 [[사진]]으로 담는 기술)의 시작은은 1840년 [[존 윌리엄 드레이퍼]]가 [[달]]을 찍어 은판사진으로 남긴남기면서 사건이다시작되었다. 1850년 7월 17일 베가는 태양을 제외하고제외한 [[항성]]들 중 첫 번째로최초로 사진 촬영의 대상물이피사체가 되었다. 윌리엄 본드와 존 애덤스 휘플이 베가를 촬영했으며, 역시이들도 은판사진으로은판사진 자료를 남겼다.<ref>{{서적 인용

| isbn=0486210790 }}</ref> 1872년 드레이퍼는 베가의 사진을 찍으면서 별의 [[스펙트럼]]을 얻었고,조사했고 이를 통해 그는 항성베가의 스펙트럼에 [[흡수선]]이 있음을 최초로 밝혀냈다.<ref>{{저널 인용

| 연도=1887 | volume=24 | 쪽=166–172 }}</ref> (물론 [[태양]]의 스펙트럼에 흡수선이 있음은 이전에 이미 밝혀진 바가바 있다.)<ref>{{웹 인용

| =2007-11-15 }}</ref> 1879년 [[윌리엄 허긴스]]는 베가 및 비슷한 별들의 스펙트럼 사진을 이용하여, 이들 부류가 공통적으로 지니고 있는 12개의지닌 ‘매우 강한 분광선들’을분광선들’ 12개를 알아냈다. 이후 이들 분광선은 [[수소]] [[발머계열]]로부터에서 비롯된 것으로 밝혀진다.<ref>{{서적 인용

지구에서 베가까지의 거리는 뒷배경의 별들에 대해 베가가 움직이는, 정도([[시차]])를 통해 알아낼 수 있다. 최초로 항성의 시차를 공표한 사람은 [[프리드리히 게오르그 빌헬름 폰 스트루베|프리드리히 게오르그 빌헬름 폰 슈트루페]]로, 그는 베가의 시차를 0.125 초각이라고 발표했다주장했다.<ref>{{서적 인용

| 위치=New York }}</ref> 그러나 [[프리드리히 베셀]]은 [[백조자리 61]]의 시차를 0.314 초각으로 측정한 뒤, 베가의 시차가 원래 값의 거의 두 배로 잘못 측정되었다는측정된 것이 아니냐는 의심을 품었다. 이에 스트루베는슈트루페는 원래 베가의 시차값을 두 배로 늘려 수정했으나, 이로 인해 그의 자료에 대한대해 천문학계의천문학계가 보내는 불신감은 커졌다. 이후 베셀의 시차 자료는자료가 출판되었으며,출판되었는데 스트루베를슈트루페 포함한및 당시당대 대부분의천문학자 천문학자들은대다수가 이 자료값을 신뢰했다. 그러나, 놀랍게도 애초에 스트루베가 처음으로최초로 쟀던측정했던 베가의 시차는시찻값은 현재 기술로 정교하게 측정된 시차값과시찻값과 거의 차이가 나지 않는다.<ref>{{서적 인용

지구에서 보았을 때의 항성 밝기는 표준화된 로그 자를 이용하여 측정이 가능하다. 값은 [[겉보기 등급]]으로 표시하며, 밝아질수록 숫자는 작아진다. 사람의 맨눈으로 볼 수 있는 가장 어두운 별은 +6 수준이며, 눈에 보이는 가장 밝은 항성(태양 제외)은 [[시리우스]]로 그 값은 -1.47이다. 천문학자들은 겉보기 등급 척도를 표준화할 목적으로, 천문학자들은 모든 파장에서 0등급을 대표하는 항성으로 베가를 선택했다. 따라서 오랜 기간에 걸쳐 베가는 항성의 밝기를 재는 기준점 역할을 해 왔다.<ref>{{서적 인용

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

| doi=10.1086/145697 }}</ref> 베가는 [[가시광선]] 영역(이 영역의 대부분은 인간의 눈으로 볼 수 있다.)인 350 ~ 850 [[나노미터]] 파장대에서 상대적으로 밋밋한 전자기 스펙트럼을 지니고 있기보였기 때문에 플럭스 밀도는 2,000 ~ 4,000 잰스키로 거의 일정하다.<ref>{{웹 인용

1930년대 측광 장치로 베가의 밝기를 재었을 때, 이 별의 겉보기 등급은 ± 0.03 진폭으로진폭만큼 변하는 것처럼 보였다. 이 정도 밝기 변화는 당시 관측 기기의 성능으로성능하에서 식별 가능한 한계 수준이었기 때문에 베가의 밝기에 대해서대해 논란이 있었다일어났다. 이후 1981년 데이비스 던랩 천문대에서 베가의 밝기를 다시 쟀으며, 미묘한 밝기 변화가 있음을 알아냈다. 여기서 베가는과학자들은 [[방패자리 델타형 변광성]]과처럼 비슷한,베가가 약한작은 진폭의 간헐적인 맥동 현상을 보여 준다고간헐적으로 추측하게일으킨다고 되었다추측하였다.<ref>{{저널 인용

| doi=10.1086/130834 }}</ref> 방패자리 델타형 변광성은 항성들이 서로 가까이 붙어 있어서 주기적으로 항성의항성계 전체 밝기가 요동치는 부류를 일컫는다.<ref name="araa33">{{저널 인용

| doi=10.1146/annurev.aa.33.090195.000451 }}</ref> 던랩 천문대는 베가를베가에서 관측한방패자리 결과델타형 이 변광성 부류의변광성의 성질을 발견했으나,검출했으나 다른여타 관측자들은 그러한그 징후를 발견하지 못했다. 따라서 베가의 밝기 변화는 관측 기구의기구에 체계적 오류로오류가 인한생겨 결과일일어났을 가능성이 있다.<ref name=merezhin/>

1983년 베가는 항성베가 주위에 [[먼지 원반]]이 둘리어 있는 최초의것을 사례가발견했는데 되었다이는 항성 주변의 먼지 원반을 발견한 것으로는 최초 사례였다. IRAS가IRAS는 항성 주위에서 적외선 초과 현상을 발견했고 이는발견했는데 항성 주위에 있는 먼지가 베가의 열로 데워져데워진 것을 이 나타나는현상의 현상으로원인으로 추측되었다분석했다.<ref>{{저널 인용

베가는 [[북반구]] 중위도의중위도 국가들에서,일대 국가에서 볼 때 여름 밤하늘 [[천정]] 근처에 자리잡고 있다.<ref name=field_guide>{{서적 인용

| isbn=0395934311 }}</ref> 남반구 중위도 국가에서중위도에서는 겨울 동안 베가는 북쪽 지평선 낮은 곳에서 보인다. 베가의 적위는 +38.78°로 남반구 51도 이하에서는이상에서는 보이지 않는다. 북반구 51도 이상에서 베가는 [[주극성]]으로 보이게 된다. 7월 1일 경1일경 베가는 [[자오선]]을 통과하며 이때 한밤에 천정에서천정 근처에서 볼 수 있다.<ref name=asp93>{{저널 인용

베가는 [[여름의 대삼각형]]의 꼭짓점 중 하나이다. 베가를 제외한 나머지 구성원들은 [[독수리자리]]의 [[알타이르]], [[백조자리]]의 1등성 별 [[데네브]]이다.<ref name=field_guide/> 셋을 이으면 대충 [[이등변삼각형]] 형상이 나온다. 여름의 대삼각형은 근처에 밝은 별이 없기 때문에 북반구 하늘에서 쉽게 인지가알아볼 가능하다수 있다.<ref>{{서적 인용

[[거문고자리 유성우]]는 4월 21 ~ 22일 사이에 가장 활발히 관측되는 강렬한 [[유성우]]이다. 작은 [[운석]]이 지구 대기에 빠른 속도로 돌입하면 운석은 증발하면서 밝은 빛을 꼬리처럼 늘어뜨린다. 유성우가 일어나는 중 다수의운석 운석들은다수는 한 방향에서 오는날아오는 것처럼 보인다. 거문고자리 유성우의 경우도 마치 베가가 있는 곳에서 날아오는 것처럼 보이므로 거문고자리 알파 유성우(거문고자리 알파는 베가를 [[바이어 기호]]로 부른 것이다.)로 불리기도 한다. 그러나 이들은 실제로 [[혜성]] [[대처 (혜성)|C/1861 G1 대처]]에서 떨어져 나온 물질들이 지구를 향해 날아오는 것에 불과하며, 베가와는 아무 관련이 없다.<ref>{{저널 인용

베가의 [[분광형]]은 A0V로,A0V 로 푸른 빛을 약하게 띠는 [[A V형 항성|흰색 주계열성]]이다. 따라서 베가는 중심핵에서 수소를 태워 헬륨으로 치환하는 단계에 있다. 질량이 큰 별들은 가벼운 별들보다 수소를 빠르게 소비하기 때문에, 베가의 수명은 태양의 10분의 1에 불과한불과하여 10억 년 정도이다.<ref>{{저널 인용

| 확인일자=2007-11-05 }}</ref> 베가의 현재 나이는 3억 8600만 년에서 5억 1100만 년 사이로 보고 있으며,추정되며 후자의 경우 베가는 이미 수명의 절반을 넘긴 셈이 된다. 주계열 단계를 떠난 후 베가는 M 분광형의 [[적색 거성]]으로 진화하면서 대부분의 질량을 [[항성풍]]의 형태로 날려 보낸 뒤, 최후에는 [[백색 왜성]]으로 일생을 마칠 것이다. 현재 베가는 태양보다 두 배 많은 [[질량]]<ref name=nature7086>{{저널 인용

}}</ref>이 을두 지니고배 있으며,남짓이며 [[밝기]]는 태양의 37배에37 배에 이른다. 베가가 [[변광성]]이라면, [[방패자리 델타]]형 변광성으로 분류할 수 있으며, 변광 주기는 0.107일이 될 것이다107일이다.<ref name=asp93/>

베가에서 방출되는 에너지의에너지 대부분은 [[CNO 순환]] 과정을 통해 생산된다. CNO 순환 작용은 [[양성자]]가 [[탄소]], [[산소]], [[질소]]를 [[촉매]]로 이용하면서 [[헬륨]] [[원자핵]]을 형성하는 과정이다. 이 작용이 일어나기 위해서는 중심핵의 온도가 1천 6백만 [[켈빈]]은 되어야 한다.(우리 태양의 중심부 온도는 1천만 켈빈이다.) 그러나 CNO 순환 작용은 태양 중심핵에서 일어나는 [[양성자-양성자 연쇄 반응]]보다 효율적으로 수소를 태운다. CNO 순환 작용은 온도에 매우 민감하며,민감하여 중심핵 부분에서 이 작용을 통해 수소를 태우고 남은 헬륨의 재는 [[대류층]]을 통해 중심핵 부분에 골고루 퍼진다.<ref>{{저널 인용

| 확인일자=2007-12-09 }}</ref> 중심핵 위를 둘러싼 [[복사층]]은 [[복사열적 평형 상태]]에 있는데, 이는 태양과는 반대 구조이다. 태양은 중심핵 부분이 복사층이며 복사층을 대류층이 둘러싸고 있다.<ref>{{서적 인용

베가의 에너지 플럭스는 5480 Å에서 3650 [[잰스키]]로, 오차범위는 2퍼센트이다2 퍼센트이다.<ref>{{저널 인용

}}</ref> 베가의 [[스펙트럼]]에서는 수소 [[흡수선]]이 뚜렷한데,뚜렷하며 특히 [[주양자수]] 2의 [[전자]]를 포함한 수소 [[발머계열]]이 더욱 강하게 나타난다.<ref>{{웹 인용

| id=ISBN 0-226-10953-4 }}</ref> 다른 원소들의 선은 상대적으로 약하지만, [[이온화]]된 [[마그네슘]], [[철]], [[크로뮴|크롬]]의이 [[이온화]]된 선이 발견된다.<ref>{{저널 인용

| 확인일자=2007-11-15 }}</ref> 베가에서는 [[엑스선]]이 매우 적게 방출되는데, 여기서 베가는 [[코로나]]가 매우 약하거나 거의 없음을 알 수 있다.<ref>{{저널 인용

[[간섭계]]를 이용하여 베가의 반지름을 정확히 잰 결과, [[태양 반경]]의 약 2.73 ± 0.01배였다01 배였다. 이는 같은 A형 주계열성인주계열성 [[시리우스]]보다 60퍼센트60 퍼센트 정도 더 큰 값인데, 항성 모형에 따르면 베가의 크기는 시리우스보다 12퍼센트12 퍼센트 정도 커야 정상이므로 모순되는 결과이다. 그러나 만약 베가가 빠르게 [[항성 자전|자전]]하고하는 있으며 우리가동시에 베가의 북극 또는 남극을남극이 지구를 정면으로 바라보고 있다고 가정할 경우 의문점은 해결된다. [[CHARA 어래이]]로 2005년에서 2006년에 걸쳐 관측한 결과 이 추측은 사실임이 입증되었다.<ref name=apj645/>

베가의 북극 자전축은 지구에서 바라보는 시선 방향과 최대 5도5 도 이상 차이나지 않는다. 베가의 적도 자전 속도는 1초에1 274킬로미터로초에 274 킬로미터로 한 바퀴 도는 데에 12.5시간밖에5 시간밖에 걸리지 않는다. 이는 우리 태양의 자전 속도와 비교할 때 50배나50 배나 빠른 값이다.<ref name=nature7086/> 이는 항성이 산산조각나는 속도의 93퍼센트에93 퍼센트에 이르는 값이다. 이렇게 빠르게 돌기 때문에 베가의 적도는 [[회전 타원체|타원체]] 모양으로 부풀어 올라 있으며, 적도 반경은 극반지름보다 23퍼센트23 퍼센트 더 크다. 여기서 베가의 극반지름은 태양의 2.26 ± 0.02배이며,02 배이며 적도 반지름은 태양의 2.78 ± 0.02배이다02 배이다.<ref name=apj645/> 지구에서 볼 때는 적도 반지름 크기로 베가가 보이게 된다.

극에서의 중력 가속이 적도보다 크기 때문에, [[폰 지펠 이론]]에 의거할 때, 베가의 극은 적도보다 밝다. 밝기의 차이로 인해 항성 표면의 [[유효 온도]]도 달라진다. 극에서는 1만 켈빈 정도이며 적도는 그보다 훨씬 낮아서 7,600 켈빈 수준에 불과하다.<ref name=nature7086/> 따라서 만약 베가가 지금과는 달리 적도 방향이 우리 시선을 향해 놓여 있을 경우 밝기는밝기가 지금의 약 절반 수준으로 떨어져 보일 것이다.<ref name=apj429>{{저널 인용

| doi=10.1086/187418 }}</ref><ref>[[슈테판-볼츠만 법칙]]에 의거하여, 베가 적도에서 방출되는 에너지 플럭스는 다음과 같이 나타낼 수 있다: <math>\begin{smallmatrix}\left( \frac{T_{eq}}{T_{pole}} \right)^4 = \left( \frac{7,600}{10,000} \right)^4 = 0.33\end{smallmatrix}</math> 이는 적도에서의 플럭스 수치가 극의 33 퍼센트에 불과하다는 의미이다.</ref> 이처럼 극과 적도 온도차가 많이 나기 때문에 강력한 [[주연 감광]] 효과가 발생한다. 이 때문에 베가를 극에서 볼 경우 보통의 둥근 항성보다 테두리가 더 어둡게 보일 것이다. 온도 [[그래디언트]]를 통해보면 베가는 적도 부분에 [[대류층]]이 있으며,있고<ref name=apj645>{{저널 인용

}}</ref> 나머지 부분은 거의 대부분이 순수한 [[복사층]]으로 이루어져 있을 것으로 보인다것이다.<ref>{{서적 인용

만약 베가가 천천히 자전하여 구에 가까운 모양이고,모양이며 태양 밝기의밝기 57배로57 배로 빛나는 항성이라고 가정할 경우 이 정도 밝기는 베가와 질량이 비슷한 다른 별과 비교할 때 너무 높은 값이다높다. 베가가 빠르게 자전하고 있다면 이 모순은 해결된다. 베가의 실제 밝기는 태양의 37배37 배 수준이다.<ref name=apj645/>

베가는 예전부터 망원경 [[눈금 조정]]의 기준이 되는 별이었다. 최근 베가 자전축과 시선 방향의 차이 및 자전 속도가 더욱 자세히 알려졌으며 이를 통해 관측관측기구 기구눈금을 눈금 조정을 더욱보다 정교하게 행할조정할 수 있게 되었다.<ref>{{저널 인용

천문학자들은 헬륨보다 많은 [[원자수]]를가 지닌많은 원소들을 ‘금속’이라고 부른다. 베가 상층 대기의 [[중원소 함량]]은 태양의 32퍼센트32 퍼센트 수준에 불과하다.<ref>태양에 대비한 상대적 중원소 함량은 다음 공식과 같이 나타낼 수 있다:<math>\begin{smallmatrix}10^{-0.5}\ =\ 0.316\end{smallmatrix}</math></ref> 반면 비슷한 분광형의 [[시리우스]]는 태양보다 중원소가 세 배나 많다. 구체적으로 태양의 중원소 함유비는 다음과 같이 표현한다. Z_Sol&nbsp;=&nbsp;0.0172&nbsp;±&nbsp;0.002<ref>{{저널 인용

| doi=10.1086/319000 }}</ref> 분광형 A0 ~ F0 항성들이항성에 보여주는 이와 같은이처럼 분광상의 특이한특이함이 점의나타나는 원인은 확실하지확실히 밝혀지지 않다않았다. 이런다만 이 화학적 특이함이특이함의 나타나는 원인은이유로 질량 손실 또는 [[확산]]이 때문일제기된 가능성이바 있다.(다만 [[항성 진화]] 모형에서는 해당 과정은 [[주계열성]] 단계의 말미에 발생하는 것으로 설명한다) 또 다른 원인으로 제기된 가설로, 베가는 애초부터 중원소가 부족한 [[성간 물질]]에서 탄생했다는 것이주장이 있다.<ref>{{저널 인용

베가 대기에서 보이는, 수소에 대한 헬륨의 비율은 0.030 ± 0.005로 이는 태양보다 40퍼센트40 퍼센트 정도 작은 값이다. 이는 표면 근처에 헬륨 대류층이 없기 때문으로 보인다. 에너지의 전달은 복사 과정을 통해 이루어지는데 이것이 구성 원소 함량의 비정상적인 비율(확산을 통해 이루어짐)의 원인일 수 있다.<ref>{{저널 인용

베가가 시선 방향에 대해 이동하면서이동할 때 우리 눈에는 뒷배경 별들에 대비할대비하여 때별의 위치가 변한 것처럼 보이게 된다. 베가의 위치를 정교하게 측정하면 항성의 각운동값([[고유 운동]]으로 부르는, 항성의 각운동값을)을 알 수 있다. 베가의 고유 운동량은 적경값으로 연간 202.03 ± 0.63 밀리초각, 적위값으로적윗값으로 연간 287.47 ± 0.54 밀리초각이다.<ref>{{저널 인용

여기서 <math>\mu_\alpha</math>와 <math>\mu_\delta</math>는 각각 적경과 적위값으로 나타낸 고유운동 요소들이며, <math>\delta</math>는 적위이다.</ref> 여기에 의거하면따르면 베가는 11,000년마다 약 1도만큼1 도만큼 [[천구]] 위를 이동하게 된다.

[[은하좌표]]에서 베가의 [[우주속도]] 요소는 U = -13.9 ± 0.9, V = -6.3 ± 0.8 , W = -7.7 ± 0.3으로, 여기서 순우주속도는 17&nbsp;km/s가 나온다.<ref name=aaa339/> 이 속도(태양 방향)의 방사 성분은 -13.9&nbsp;km/s이며, 횡단 속도는 9.9&nbsp;km/s이다. 현재 시점에서 베가는 밤하늘에서 다섯 번째로 밝지만, 고유 운동값에운동값을 볼 의거하여때 천천히 태양 쪽을 향해 다가옴을다가오고 알있는데, 수 있으며,이 따라서때문에 베가의 밝기는 점점 상승할 것이다.<ref>{{서적 인용

| 출판사=The Macmillan company }}</ref> 베가는 약 21만 년 후 밤하늘에서 가장 밝은 별이 될 것이며, 약 29만 년 후 -0.81까지 밝아질 것이다. 베가는 이후 천천히 어두워지지만 [[카노푸스]]보다 [[겉보기 등급]]이 낮아지게 되는 48만 년 후까지후까지는 밤하늘에서 가장 밝은 별의 위치를 계속 차지할 것이다.<ref>{{저널 인용

베가의 운동학적 속성에 의거하면 [[카스토르 이동성군]]에 속해 있는 것으로 보인다. 이 성군은 약 16개의 별로 구성되어 있으며, 주요 구성원으로는 [[세페우스자리 알파]], [[카스토르]], [[포말하우트]], 베가가 있다. 이 성군의 모든 구성원들은 비슷한 우주 속도를 보이면서 움직이고 있다. 이동성군의 구성원들을 통해 이들이 같은 장소에서 함께 태어났으며 중력적으로 서로의 속박을 벗어 버린 후 지금까지 꾸준히 우주 공간을 움직여 왔음을 추측할 수 있다.<ref>{{서적 인용

[[적외선 천문 위성]](IRAS)의 탐사 결과 베가에서 잉여의 [[적외선]] 플럭스가 흘러나오고 있음이 밝혀졌는데, 이는 종전 항성 주위에 아무것도 없을 것이라는 예상을 깨는 결과였다. 이 초과분은 25, 60, 100 [[마이크로미터]] 파장에서 검출되었으며, 항성을 중심으로 하여 시지름 10초각 주변에서 발산되고 있었다. 베가와 지구 사이 거리를 고려하면 10초각의10 초각의 실제 크기는 약 80 [[천문단위]]로, 태양과 지구 사이 거리의 80배에80 배에 해당하는 거리이다. 이 적외선 복사의 정체는 밀리미터 단위 크기의 입자로 이루어진 물질들에서 나오는 것이라는 주장이 제기되었다. 밀리미터 단위보다 작은 입자들은 [[포인팅-로버트슨 효과]]에 의해 항성으로 끌려들어가거나 혹은 항성의 [[복사압]]에 의해 불려나가 버릴 것이기 때문이다.<ref name=apj285>{{저널 인용