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대전서남부터미널
운행 노선

| 방면 | 행선지 |
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충청권 방면: 갈산, 강경, 공주, 광천, 구룡, 규암, 금산, 기지시, 남포, 내산, 내포시, 논산, 당진, 대천해수욕장, 대티, 덕산, 반곡, 보령, 봉암, 부여, 서산, 서천, 세종, 신례원, 신안, 신양, 신평, 신풍, 십자가, 아산, 양촌, 연무대, 연산, 예산, 외산, 유구, 임천, 입포, 장항, 전의, 정산, 조치원, 종촌, 천안, 청산, 청양, 충화, 태안, 판교, 한산, 합덕, 해미, 홍산, 홍성, 화양, 청주
호남권 방면: 군산, 금마, 덕진동, 삼례, 여산, 전주
호흡성 산증

| 호흡성 산증 |
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대번포트 다이어그램
진료과: 기본구급법, 호흡기내과, 내과 
호흡성 산증(respiratory acidosis)은 폐(허파)를 통해 이산화탄소가 제대로 배출되지 못하면서 호흡저하(hypoventilation)로 혈중 이산화탄소 농도가 증가하며 pH가 내려가 산증이 발생하는 상태이다.
이산화탄소는 몸에서 세포호흡이 발생하며 지속적으로 생산되며, 만일 폐가 폐포에서의 환기를 통해 이산화탄소를 내보내지 못한다면 이산화탄소가 빠르게 쌓이게 된다. 폐포의 환기가 저하되면 동맥혈 이산화탄소 분압(PaCO2)이 증가하며 고이산화탄소혈증이 생기고, 그 후 차례로 HCO3−/PaCO2 비율과 pH가 감소한다.
유형

호흡성 산증은 급성이거나 만성일 수 있다.
급성 호흡성 산증의 경우 PaCO2는 정상 범위를 넘어가(6.3 kPa 또는 45mmHg 이상) 혈중 pH가 7.36 밑으로 내려간다.
만성 호흡성 산증의 경우 PaCO2가 정상 범위를 넘어가지만, 콩팥보상을 거쳐 정상 혈중 pH(7.35-7.45)나 그에 가까운 pH를 보인다. 또한 혈청 중탄산염 농도는 올라간다.(HCO3− >30 mEq/L).
원인 > 급성

급성 호흡성 산증은 갑자기 환기에 실패하여 발생한다. 환기의 실패는 뇌질환이나 약물, 신경근 질환(중증 근무력증, 근위축성 측삭경화증, 길랭-바레 증후군, 근디스트로피)으로 인해 적절한 환기가 불가능한 경우, 혹은 천식이나 만성 폐쇄성 폐질환(COPD) 악화로 인해 기도가 폐쇄되는 경우에 일어날 수 있다.
원인 > 만성

만성 호흡성 산증은 여러 질환에 이차적으로 나타난다. 원인이 되는 질환에는 COPD도 포함된다. COPD에서의 호흡저하는 저산소증과 고이산화탄소혈증에 대한 반응성 감소, 사강이 늘어나며 생기는 환기-관류 불균형 증가, 피로와 과도한 긴장 상태로 인해 이차적으로 가로막의 기능이 낮아지는 경우 등으로 인해 나타난다.
비만 저환기 증후군, 근위축성 측삭 경화증 같은 신경근 질환, 간질성 폐질환과 일부 가슴 기형으로 인해 만성 대사성 산증이 이차적으로 나타날 수 있다.
비정상적인 폐포의 기체 교환을 일차적으로 유발하는 폐질환은 보통 환기를 저하시키지는 않지만, 환기를 자극하여 저산소증에 이차적인 저이산화탄소혈증을 유발할 수 있다. 고이산화탄소혈증은 심각한 질환이거나 호흡근에 피로가 누적된 경우에만 발생한다.
생리적 반응 > 기전

인체의 대사 과정은 빠르게 다량의 휘발산(H2CO3)과 비휘발산을 만들어 낸다. 지방과 탄수화물은 대사되면 많은 양의 CO2가 생산된다. CO2는 H2O와 반응하여 탄산(H2CO3)을 형성한다. 보통 폐가 휘발산을 몸 밖으로 내보내므로 산의 축적은 정상적으로는 일어나지 않는다. CO2 제거에 영향을 미치는 환기의 변화가 크게 나타날 경우 호흡성 산-염기 장애의 원인이 된다. PaCO2는 정상인에서 35–45mmHg 범위를 유지한다.
폐포 환기는 다리뇌와 숨뇌에 위치하는 호흡중추의 통제 아래 있다. 환기는 뇌줄기, 목동맥토리, 대동맥토리에 위치하며 PaCO2, PaO2, pH를 감지하는 화학수용체, 폐의 신장수용체, 대뇌겉질 등의 신경 자극에 의해 조절된다. 환기에 실패하면 PaCO2가 빠르게 증가한다.
급성 대사성 산증에서 보상은 두 단계에 걸쳐 일어난다.
초기 반응은 수 분에서 수 시간 만에 일어나는 세포의 완충(혈장 단백질 완충제)이다. 세포의 완충을 통해서는 PaCO2 상승치 10mmHg마다 혈장 중탄산염 농도만 1mEq/L씩 약간 올라가게 된다.
두 번째 단계는 3-5일 정도 동안 일어나는 콩팥보상이다. 이 과정에서 콩팥에서 탄산의 배설과 중탄산염의 재흡수가 증가한다. 예를 들어 토리쪽세관의 솔가장자리세포에서는 PEPCK가 상향조절되어 암모니아 분비량과 중탄산염 생산량을 증가시킨다.
변화의 추정

콩팥보상에서 PaCO2가 10mmHg 올라갈 때마다 혈장 중탄산염 농도는 3.5 mEq/L씩 증가한다. 호흡성 산증에서의 혈청 중탄산염 농도 증가는 다음과 같이 추정할 수 있다.
급성 호흡성 산증: PaCO2가 10mmHg 상승하면 HCO3−는 1mEq/L씩 올라간다.
만성 호흡성 산증: PaCO2가 10mmHg 상승하면 HCO3−는 3.5mEq/L씩 올라간다.
호흡성 산증에서 예상되는 pH 변화는 다음의 식을 통해 추정할 수 있다.
급성 호흡성 산증: pH 변화 = 0.08 X ((40 − PaCO2)/10)
만성 호흡성 산증: pH 변화 = 0.03 X ((40 − PaCO2)/10)
호흡성 산증은 전해질 농도에는 큰 효과를 보이지 않는다. 칼슘과 [[[칼륨]] 농도에는 조금의 변화가 나타난다. 산증은 칼슘이 알부민에 결합하는 양을 줄여 혈청의 자유 칼슘 이온 농도를 증가시킨다. 또한 산증에서 칼륨은 세포 밖으로 나오게 된다. 그러나 호흡성 산증에서 임상적으로 의미 있는 고칼륨혈증이 나타나는 경우는 드물다.
진단

동맥혈가스분석(ABGA)에서 급성인 경우 pH < 7.35, PaCO2 > 45mmHg일 때 호흡성 산증이라고 진단할 수 있다. COPD나 다른 만성 호흡기 질환이 있는 경우 PaCO2는 더 높게 측정되며 HCO3- > 30mEq/L와 정상 pH를 보인다.
같이 보기

산성혈증
알칼리혈증
화학 평형
수소 이온 농도 지수
대사성 산증
대사성 알칼리증
호흡성 알칼리증
너태샤 윌리엄스

| 너태샤 윌리엄스 Natasha Williams |
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출생: 1971년 7월 18일 자메이카 트렐로니 교구
성별: 여성
국적: 영국
직업: 배우, 영화배우
비슷한 이름의 너태시아 윌리엄스에 관해서는 해당 문서를 참고하십시오.
너태샤 윌리엄스(Natasha Williams, 1971년 7월 18일 ~ )는 영국의 배우, 영화배우이다. 자메이카 트렐로니 교구에서 태어났다.
영화

시티 래츠 (2009년)
닥터스 (2000년)
홀비시티 시즌1 (1999년)
비행의 이론 (1998년)
이스트엔더스 (1985년)
더 빌 (1984년)
전병옥

| 전병옥 全炳沃 |
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직업: 연기자, 연극배우
활동 기간: 1971년 ~ 현재
학력: 동국대학교 연극영화학과 학사
배우자: 한진주(배우)
전병옥(全炳沃 , 1954년 ~ )은 대한민국의 배우이다.
생애

1971년 연극배우 첫 데뷔하였다. 주로 텔레비전 사극 드라마에서 장군 혹은 왕족을 주로 연기하였다.
연극배우 겸 연기자 김시원과는 동국대학교 연극영화학과 입학 및 학사 학위 동기이다.
태조 왕건의 능애 역을 맡았던 계기로 충청남도 공주시 정안면 평정리에 능애낚시터를 운영하고 있다.
학력

1977년 동국대학교 연극영화학과 학사
출연작 > 텔레비전 드라마

1982년 KBS 《풍운》
1983년 KBS 《개국》 - 불화 역
1987년 KBS 《이차돈》
1988년 KBS 《조선백자 마리아상》
1989년 KBS 《무풍지대》
1990년 KBS 《바람소리》
1990년 MBC 《춤추는 가얏고》
1990년 KBS 《서울뚝배기》 - 파출소 경찰 역
1990년 KBS 《야망의 세월》
1990년 KBS 《파천무》 - 배영팔 역
1992년 KBS 《삼국기》 - 죽지(신라의 장군) 역
1993년 MBC 《제3공화국》 - 천병규(前 한국은행 총재) 역
1994년 KBS 《이선풍 저승 유람》
1994년 KBS 《한명회》 - 조지서 역
1994년 KBS 《역사의 라이벌》
1994년 KBS 《딸부잣집》
1995년 SBS 《장희빈》 - 윤지완 역
1995년 SBS 《코리아게이트》 - 이상연(前 국가안전기획부 부장) 역
1995년 KBS 《찬란한 여명》- 김춘영 역
1996년 KBS 《용의 눈물》 - 장수1역 , 형조전서 역
1998년 KBS 《야망의 전설》- 한호령 과장 역
1998년 KBS 《왕과 비》 - 임영대군 이구(조선의 왕족 종실) 역
2000년 KBS 《태조 왕건》 - 능애(견훤의 동생) 역
2001년 KBS 《명성황후》 - 전봉준(조선의 동학농민혁명운동 지도자) 역
2002년 EBS 《역사탐구 과거와의 대화》
2003년 EBS 《역사극장》
2003년 SBS 《야인시대》 - 김책(前 조선민주주의인민공화국 부수상 겸 산업상), 유지광을 조사하는 감찰부장 역
2003년 KBS 《무인시대》 - 김존심(고려의 문관 겸 무관) 역
2003년 SBS 《왕의 여자》- 정창연(조선 병조판서) 역
2005년 EBS 《지금도 마로니에는》
2005년 MBC 《신돈》 - 이자춘(고려의 무관이며 이성계의 아버지) 역
2009년 KBS 《천추태후》 - 윤서안 장군(봉산군 선봉장) 역
2010년 KBS 《근초고왕》 - 고노자(고구려의 재상 겸 정치가) 역
출연작 > 연극

《세종대왕》 ... 태종 이방원 역 (주연)
출연작 > 라디오 프로그램

2015년 EBS FM 《EBS 책 읽는 라디오 낭독 시리즈》
오쿠노 후미코

| 오쿠노 후미코 |
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일본어식 한자 표기: 奥野史子 
가나 표기: おくの ふみこ 
국립국어원 표준 표기: 오쿠노 후미코
통용식 표기: 오쿠노 후미코
한국어 한자 발음: 오야사자
헵번식 로마자 표기: Okuno Fumiko
| 아사하라 후미코 |
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일본어식 한자 표기: 朝原史子 
가나 표기: あさはら ふみこ 
국립국어원 표준 표기: 아사하라 후미코
통용식 표기: 아사하라 후미코
한국어 한자 발음: 조원사자
헵번식 로마자 표기: Asahara Fumiko
오쿠노 후미코(일본어: 奥野 史子, 1972년 4월 14일~)는 일본의 아티스틱스위밍 선수 출신 탤런트, 스포츠 해설가이다. 결혼 후 이름은 아사하라 후미코(일본어: 朝原 史子)이며 1992년 하계 올림픽 싱크로나이즈 솔로와 듀엣 부문에서 각각 동메달을 획득했다.
선수 경력

1972년 나카교구에서 기모노 상점을 운영하는 가정에서 3자매들 중 막내로 태어났다. 4살에 교토시에 있는 수영 학교 교토답수회(일본어: 京都踏水会)에서 수영에 입문했고 6살에 아티스틱스위밍을 시작했다. 교토시립다쓰이케츠동학교와 교토시립조우손중등학교를 졸업했고 중학생일 때 이무라 마사요가 운영하던 『이무라 싱크로 클럽(일본어: 井村シンクロクラブ)』에서 아티스틱스위밍 교육을 받았다.
1988년 시텐노지고등학교에 추천입학했고 아티스틱스위밍이 국민체육대회의 정식 종목이 된 첫 번째 대회에 출전해 우승을 차지했다. 1989년 프랑스 파리에서 열린 1989년 월드컵에 일본 아티스틱스위밍 국가대표로 참가해 단체전에서 동메달을 획득했다. 고등학교를 졸업한 후 1991년 도시샤 대학 상학부에 입학한 그녀는 오스트레일리아의 퍼스에서 열린 1991년 세계 선수권 대회 싱크로나이즈드스위밍 단체전 부문에서 동메달을 획득했고 서독 본에서 열린 1991년 월드컵에서 솔로 부문 동메달, 다카야마 아키와 함께 듀엣 부문에서 은메달을 획득했다.
오쿠노는 1992년 대학교 2학년일 때 1992년 하계 올림픽에 출전했고 싱크로나이즈드스위밍 솔로 부문에서 3등을 차지해 동메달을 획득했다. 이후 싱크로나이즈드스위밍 듀엣 부문 예선전에서 다카야마 아키와 함께 출전해 예선에서 3등을 차지했다. 그녀는 예선 이후 고타니 미카코와 교체되었고 아키와 미카코가 듀엣 결선에 출전하기로 결정되었다. 그러나 결선 4시간 전 후미코-미카코, 미카코-아키, 후미코-아키 조대로 대표팀 최종 연습이 진행되었고 연습 이후 예선전에 출전했던 후미코와 아키가 결선전에도 출전하기로 결정되었다. 이후 후미코는 아키와 함께 결선에서 3등을 차지해 솔로와 듀엣 부문에서 모두 동메달을 획득했고 일본 아티스틱스위밍 대표팀은 1984년 하계 올림픽 이후 싱크로나이즈드스위밍 종목에서 3연속 메달을 획득했다.
오쿠노는 스위스 로잔에서 열린 1993년 월드컵에 출전해 단체전에서 동메달을 획득했다. 이탈리아 로마에서 열린 1994년 세계 수영 선수권 대회에 참가했고, 솔로 부문에서 은메달을 획득하며 일본 수영 선수 역대 최고 메달 기록을 경신했고 싱크로나이즈드스위밍 솔로 종목에서 예술 점수 만점을 획득한 첫 번째 선수 기록을 세웠다. 그녀는 듀엣 부문에서 다치바나 미야와 함께 은메달을, 단체전에서 동메달을 획득했고 일본 히로시마시에서 열린 1994년 아시안 게임에 참가해 1994년 아시안 게임 싱크로나이즈 솔로와 듀엣 종목에서 모두 금메달을 획득했다.
1995년 1월, 오쿠노는 등의 통증으로 인해 선수 경력을 마감한다고 발표했고 도시샤 대학을 졸업한 후 1995년 도시샤 대학 대학원에 입학해 대학원 과정을 수료했다.
은퇴 후 경력

선수 경력을 마감한 후 오쿠노는 방송매체들에서 탤런트, 스포츠 평론가로 활동했다. 1998년 미국의 라스베이거스에서 여름 휴가를 보내고 있을 때 그녀는 태양의 서커스의 수중공연 "오(영어: O)"를 보고 감명을 받아 1999년 태양의 서커스 단원에 지원했다. 그녀는 1996년 하계 올림픽에서 동메달을 획득했던 가와베 미호와 함께 태양의 서커스 입단 시험을 처음으로 통과한 일본인들이 되었고 2001년 10월 가와베와 함께 라스베이거스에서 "오"를 공연했다.
미국에서 태양의 서커스 단원으로 활동하면서 2002년 일본의 단거리 달리기, 멀리뛰기 선수 아사하라 노부하루와 결혼한 그녀는 첫째 아이를 임신한 것을 알게 된 후 당해 10월 태양의 서커스에서 퇴단해 일본으로 복귀했고 육아 활동과 평론가, 탤런트 활동을 병행했다. 2010년 남편 아사하라가 부이사장으로 있는 일반사단법인 애슬리트네트워크(일본어: 一般社団法人アスリートネットワーク)의 임원에 부임했고 교토시교육위원과 일본 문부과학성 중앙교육심의회 의원으로도 활동했으며 소아암을 앓고 있는 아이와 가족들을 지원하는 사회단체 『자이루도게모하우스(일본어: チャイルド・ケモ・ハウス)』에서 활동했다.
2013년 2월, 오쿠노는 자이루도게모하우스의 활동을 지원하고 스포츠를 즐기기 위해 트라이애슬론에 도전하겠다고 발표했다. 그녀는 2013년 4월 14일 이시가키섬에서 열린 "이시가키섬 트라이애슬론 2013"에 "연령부" 부문에 출전했고 3시간 16분 58초의 완주기록을 세우며 전체 668등을 차지했다. 2015년 4월 1일 전직 아티스틱스위밍 선수였던 다나카우루베 미야코와 함께 일본 아티스틱스위밍 국가대표팀의 코치로 임명되었고 같은 해에 미야코와 함께 비와코세이케이스포츠대학의 객원교수로 임명되었다.
개인사

오쿠노 후미코는 1991년 4월 도시샤 대학에서 아사하라 노부하루와 같은 수업을 듣게 되면서 노부하루를 만났다. 둘은 옆자리에 앉게 되면서 서로를 알게 되었고 오랜 기간 동안 교제를 이어왔다. 노부하루는 단거리 달리기, 멀리뛰기 선수로 활동하면서 도시샤 대학의 대학원 과정을 밟았고 미국에서 유학생활을 하고 있을 때 같은 지역에 거주하던 오쿠노를 다시 만나 2002년 그녀와 결혼했다.
2003년 4월 아사하라 부부 사이에 첫째 딸이 태어났고 2006년 7월 첫째 아들이 태어났다. 노부하루는 2008년 하계 올림픽에서 남자 4×100m 계주 결승전에 진출했고 당시 결승전에서 3등을 차지했다. 오쿠노는 장녀와 함께 남편의 계주 결승전을 경기장에서 지켜봤고 남편이 메달을 획득하면서 부부 모두가 올림픽 메달리스트가 되었다. 올림픽이 끝난 후 2008년 11월 22일 좋은 부부의 날에 아사하라 부부는 '2008년 올해의 부부'로 선정되었다. 2011년 7월 아사하라 부부 사이에 둘째 딸이 태어났다.
리냐끼

| 리냐끼  |
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출생: 1982년 7월 19일(1982-07-19)(42세) 베트남 붕따우
직업: 배우, 모델, 사업가
활동 기간: 1999년 - 현재
리냐끼(베트남어: Lý Nhã Kỳ, 1982년 7월 19일 ~ )는 베트남의 배우, 모델, 사업가이다.
출연 작품

| 제목 | 연도 | 역할 | 각주 |
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| Tình yêu còn mãi / Love Prevails | 2006 | Trúc |   |
| Chuyện tình yêu / Love Story | 2007 | Hoài Thu |   |
| Ghen / Jealousy | 2007 | Ngọc Hoàn |   |
| Giá mua một thượng đế / Prize To Buy A God | 2007 | Thạch Thảo |   |
| Thám tử tư / The Private Invesgator | 2007 |   |   |
| Mười | 2007 | young lady |   |
| Em muốn làm người nổi tiếng / I'd Like To Be Famous | 2007 |   |   |
| Kiều nữ và đại gia / The Beauty and The Wealthy | 2008 | Diễm Kiều | VTV |
| Bước chân hoàn vũ (TV) / Universal Steps (Vietnamese version of 'Dancing With The Stars') | 2009 |   |   |
| Gió nghịch mùa / Wind From Different Season | 2009 |   |   |
| Nơi tình yêu bắt đầu / The Place Where Love Begins | 2009 |   |   |
| Shanghai | 2010 | model |   |
| Vàng trong cát / Mining Gold From Sand | 2011 |   | Producer |
| Đại tướng Võ Nguyên Giáp và ban giao hưởng Điện biên | 2011 |   | Play |
| Chiếc giường chia đôi / The Divided Bed | 2011 | Mỹ Anh |   |
| Cold summer | 2012 |  |  |
베가

다른 뜻에 대해서는 베가 (동음이의) 문서를 참고하십시오.
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| 베가  Vega | 베가  Vega |  |
|  거문고자리의 성도(星圖). 베가(Vega)는 그림 위쪽에 보인다. |  거문고자리의 성도(星圖). 베가(Vega)는 그림 위쪽에 보인다. |  |
명칭
| 바이어 명명법  | 거문고자리 알파, α Lyr |  |
| 플램스티드 명명법  | 거문고자리 3, 3 Lyr |  |
| 밝은 별 목록  | HR 7001 |  |
| 헨리 드레이퍼 목록  | HD 172167 |  |
| 스미소니언 천문대 항성목록  | SAO 67174 |  |
| 소천성표  | BD+38°3238 |  |
| 히파르코스 목록  | HIP 91262 |  |
| 다른 이름  | 웨가(Wega), Lucida Lyrae, GCTP 4293.00, GJ 721, LTT 15486 |  |
관측 정보  (역기점 J2000.0)
| 별자리  | 거문고자리 |  |
| 적경(α)  | 18h 36m 56.33635s |  |
| 적위(δ)  | +38° 47′ 01.2802″ |  |
| 절대등급(M)  | +0.582 |  |
위치천문학
| 시선속도  | −13.9 ± 0.9 km/s |  |
| 적경 고유운동  | 200.94 mas/년 |  |
| 적위 고유운동  | 286.23 mas/년 |  |
| 연주시차  | 130.23 ± 0.36 mas |  |
성질
| 광도  | 40.12 ± 0.45 L☉ |  |
| 나이  | 455 ± 13 (백만 년) |  |
| 분광형  | A0 Va |  |
| U-B 색지수  | 0.00 |  |
| B-V 색지수  | 0.00 |  |
| 변광성 분류  | Delta Scuti |  |
추가 사항
| 질량  | 2.135 ± 0.074 M☉ |  |
| 반지름  | 2.362 × 2.818 R☉ |  |
| 표면온도  | 9,602 ± 180 (8,152–10,060) K |  |
| 표면 중력 (log g)  | 4.1 ± 0.1 |  |
| 항성 목록 겉보기등급순 · 절대등급순 거리순 · 질량순 · 반지름순 | 항성 목록 겉보기등급순 · 절대등급순 거리순 · 질량순 · 반지름순 |  |
베가(Vega, α Lyrae)는 거문고자리 방향으로 지구로부터 약 25.3 광년 떨어져 있는 항성이다. 바이어 명명법으로는 거문고자리 알파로 읽으며 이름으로 알 수 있듯 별자리에서 가장 밝은 별이다. 실시등급은 0.03으로 밤하늘 전체에서 다섯 번째로 밝은 별이며 북반구 하늘만으로 한정할 경우 아크투루스에 이어 두 번째로 밝다. 베가는 빠른 자전(12시간 정도)으로 생긴 원심력 때문에 계란 모양으로 찌그러져 있다.(이 점에서 목성과 비슷하다.) 베가 주변에는 태양계와 비슷한 행성계가 형성되어 있을 확률이 있다. 베가는 아크투루스, 시리우스, 포말하우트 등과 함께 지구 근처에 있는 항성들 중 눈에 띄게 밝은 별들 중 하나이다.
베가는 연구가 폭넓게 이루어진 별로 '밤하늘에 있는 별들 중 가장 중요한 항성'으로 불리기도 한다. 역사적으로 베가는 기원전 1만 2천 년 경까지 북극성이었으며, 지구의 세차 운동으로 서기 14000년 경에는 북극성이 되고, 거리도 24.7 광년으로 가까워진다. 알타이르, 데네브와 여름의 대삼각형을 이룬다.
베가는 태양 다음으로 스펙트럼 사진을 촬영한 천체이며, 시차를 이용해서 거리를 잰 최초의 항성이기도 하다. 베가는 측광학적으로 망원경 눈금 조정의 기준이 되는 별이며, UBV 측광계의 평균값을 결정하는 데 이용되어 왔다.
태양에 비해 베가는 상대적으로 젊고, 태양에 비해 헬륨보다 원자수가 큰 원소들의 함유비가 적다. 베가는 변광성일 가능성이 있는데, 주기성을 띠면서 밝기가 미묘하게 변하는 것으로 보인다. 베가의 자전 속도는 적도에서 초당 274.5 킬로미터로 매우 빠르게 회전한다. 이 때문에 베가의 적도는 마치 럭비공처럼 부풀어 있는 것으로 추측되며, 적도 부분 광구의 온도는 극지 광구에 비해 온도가 낮아서 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.
베가 주위에서 적외선의 초과 복사 현상이 관측되었는데, 여기서 베가는 먼지로 이루어진 별주위 원반을 거느리고 있다고 예상할 수 있다. 이 먼지는 베가 주위를 도는 천체 두 개가 서로 충돌하여 거기서 나온 파편들로 이루어진 것으로 보인다. 이는 태양계의 카이퍼 대와 비슷한 모양새이다. 베가처럼 항성 주위에서 적외선 초과 복사가 관측되는 항성들을 베가형 항성이라고 부른다. 베가 주위 원반에서 관측되는 불규칙함을 통해 적어도 한 개의 행성이 존재할 것으로 추측되며, 이 행성의 질량은 대략 목성 정도로 보인다.
관측 역사

천체사진술(천체의 모습을 사진으로 담는 기술)은 1840년 존 윌리엄 드레이퍼가 달을 찍어 은판사진으로 남기면서 시작되었다. 1850년 7월 17일 베가는 태양을 제외한 항성들 중 최초로 사진 촬영의 피사체가 되었다. 윌리엄 본드와 존 애덤스 휘플이 베가를 촬영했으며 이들도 은판사진 자료를 남겼다. 1872년 드레이퍼는 베가의 사진을 찍으면서 별의 스펙트럼을 조사했고 이를 통해 베가의 스펙트럼에 흡수선이 있음을 최초로 밝혀냈다.(물론 태양의 스펙트럼에 흡수선이 있음은 이전에 이미 밝혀진 바 있다.) 1879년 윌리엄 허긴스는 베가 및 비슷한 별들의 스펙트럼 사진을 이용하여 이들 부류가 공통적으로 지닌 ‘매우 강한 분광선들’ 12개를 알아냈다. 이후 이들 분광선은 수소 발머계열에서 비롯된 것으로 밝혀진다.
지구에서 베가까지의 거리는 뒷배경의 별들에 대해 베가가 움직이는 정도(시차)를 통해 알아낼 수 있다. 최초로 항성의 시차를 공표한 사람은 프리드리히 게오르그 빌헬름 폰 슈트루페로, 베가의 시차를 0.125 초각이라고 주장했다. 그러나 프리드리히 베셀은 백조자리 61의 시차를 0.314 초각으로 측정한 뒤, 베가의 시차가 원래 값의 거의 두 배로 잘못 측정된 것이 아니냐는 의심을 품었다. 이에 슈트루페는 원래 베가의 시차값을 두 배로 늘려 수정했으나 이로 인해 그의 자료에 대해 천문학계가 보내는 불신감은 커졌다. 이후 베셀의 시차 자료가 출판되었는데 슈트루페 및 당대 천문학자 대다수가 이 자료값을 신뢰했다. 그러나 놀랍게도 슈트루페가 최초로 측정했던 베가의 시찻값은 현재 기술로 정교하게 측정된 수치와 거의 차이가 나지 않는다.
지구에서 보았을 때의 항성 밝기는 표준화된 로그 자를 이용하여 측정이 가능하다. 값은 겉보기 등급으로 표시하며, 밝아질수록 숫자는 작아진다. 사람의 맨눈으로 볼 수 있는 가장 어두운 별은 +6 수준이며, 눈에 보이는 가장 밝은 항성(태양 제외)은 시리우스로 그 값은 -1.47이다. 천문학자들은 겉보기 등급 척도를 표준화할 목적으로 모든 파장에서 0등급을 대표하는 항성으로 베가를 선택했다. 따라서 오랜 기간에 걸쳐 베가는 항성의 밝기를 재는 기준점 역할을 해 왔다. 그러나 지금은 겉보기 등급 0을 특정 수치의 플럭스로 정의하고 있기 때문에 더 이상 베가를 밝기의 기준으로 쓰지 않는다. 플럭스 값을 이용하는 것은 베가의 밝기를 사용하는 것보다 편리한데, 그 이유는 밤하늘에서 언제나 베가를 관측할 수 있는 것은 아니기 때문이다.
UBV 측광계는 자외선, 청색, 황색 필터를 통해 U, B, V 값을 산출하여 항성의 밝기를 측정한다. 베가는 6개의 A0 V 항성 중 하나로, 1950년대에 측광계가 최초로 도입되었을 때 초기 평균값을 설정하는 용도로 사용되었다. 이들 여섯 항성의 평균 등급은 다음과 같이 정의할 수 있었다.
U - B = B - V = 0
실제로 이들 여섯의 겉보기 등급은 전자기 스펙트럼상 황색, 청색, 자외선 부분에서 모두 같다. 베가는 가시광선 영역(이 영역의 대부분은 인간의 눈으로 볼 수 있다.)인 350 ~ 850 나노미터 파장대에서 상대적으로 밋밋한 전자기 스펙트럼을 보였기 때문에 플럭스 밀도는 2,000 ~ 4,000 잰스키로 거의 일정하다. 그러나 베가의 플럭스 밀도는 적외선 영역에서 급격하게 떨어지며, 그 값은 5 마이크로미터에서 100 잰스키 정도이다.
1930년대 측광 장치로 베가의 밝기를 재었을 때 이 별의 겉보기 등급은 ± 0.03 진폭만큼 변하는 것처럼 보였다. 이 정도 밝기 변화는 당시 관측 기기의 성능하에서 식별 가능한 한계 수준이었기 때문에 베가의 밝기에 대해 논란이 일어났다. 이후 1981년 데이비스 던랩 천문대에서 베가의 밝기를 다시 쟀으며 미묘한 밝기 변화가 있음을 알아냈다. 여기서 과학자들은 방패자리 델타형 변광성처럼 베가가 작은 진폭의 맥동 현상을 간헐적으로 일으킨다고 추측하였다. 방패자리 델타형 변광성은 항성들이 서로 가까이 붙어 있어서 주기적으로 항성계 전체 밝기가 요동치는 부류를 일컫는다. 던랩 천문대는 베가에서 방패자리 델타형 변광성의 성질을 검출했으나 여타 관측자들은 그 징후를 발견하지 못했다. 따라서 베가의 밝기 변화는 관측 기구에 체계적 오류가 생겨 일어났을 가능성이 있다.
1983년 베가 주위에 먼지 원반이 둘리어 있는 것을 발견했는데 이는 항성 주변의 먼지 원반을 발견한 것으로는 최초 사례였다. IRAS는 항성 주위에서 적외선 초과 현상을 발견했는데 항성 주위에 있는 먼지가 베가의 열로 데워진 것을 이 현상의 원인으로 분석했다.
가시성

베가는 북반구 중위도 일대 국가에서 볼 때 여름 밤하늘 천정 근처에 자리잡고 있다. 남반구 중위도에서는 겨울 동안 북쪽 지평선 낮은 곳에서 보인다. 베가의 적위는 +38.78°로 남반구 51도 이상에서는 보이지 않는다. 북반구 51도 이상에서 베가는 주극성으로 보이게 된다. 7월 1일경 베가는 자오선을 통과하며 이때 한밤에 천정 근처에서 볼 수 있다.
베가는 여름의 대삼각형의 꼭짓점 중 하나이다. 베가를 제외한 나머지 구성원들은 독수리자리의 알타이르, 백조자리의 1등성 별 데네브이다. 셋을 이으면 대충 이등변삼각형 형상이 나온다. 여름의 대삼각형은 근처에 밝은 별이 없기 때문에 북반구 하늘에서 쉽게 알아볼 수 있다.
거문고자리 유성우는 4월 21 ~ 22일 사이에 가장 활발히 관측되는 강렬한 유성우이다. 작은 운석이 지구 대기에 빠른 속도로 돌입하면 운석은 증발하면서 밝은 빛을 꼬리처럼 늘어뜨린다. 유성우가 일어나는 중 운석 다수는 한 방향에서 날아오는 것처럼 보인다. 거문고자리 유성우의 경우도 마치 베가가 있는 곳에서 날아오는 것처럼 보이므로 거문고자리 알파 유성우(거문고자리 알파는 베가를 바이어 기호로 부른 것이다.)로 불리기도 한다. 그러나 이들은 실제로 혜성 C/1861 G1 대처에서 떨어져 나온 물질들이 지구를 향해 날아오는 것에 불과하며 베가와는 아무 관련이 없다.
물리적 특징

베가의 분광형은 A0V 로 푸른 빛을 약하게 띠는 흰색 주계열성이다. 따라서 베가는 중심핵에서 수소를 태워 헬륨으로 치환하는 단계에 있다. 질량이 큰 별들은 가벼운 별들보다 수소를 빠르게 소비하기 때문에 베가의 수명은 태양의 10분의 1에 불과하여 10억 년 정도이다. 베가의 현재 나이는 3억 8600만 년에서 5억 1100만 년 사이로 추정되며 후자의 경우 베가는 이미 수명의 절반을 넘긴 셈이 된다. 주계열 단계를 떠난 후 베가는 M 분광형의 적색 거성으로 진화하면서 대부분의 질량을 항성풍의 형태로 날려 보낸 뒤 최후에는 백색 왜성으로 일생을 마칠 것이다. 현재 베가는 태양보다 질량이 두 배 남짓이며 밝기는 태양의 37 배에 이른다. 베가가 변광성이라면 방패자리 델타형 변광성으로 분류할 수 있으며 변광 주기는 0.107일이다.
베가에서 방출되는 에너지 대부분은 CNO 순환 과정을 통해 생산된다. CNO 순환 작용은 양성자가 탄소, 산소, 질소를 촉매로 이용하면서 헬륨 원자핵을 형성하는 과정이다. 이 작용이 일어나기 위해서는 중심핵의 온도가 1천 6백만 켈빈은 되어야 한다.(우리 태양의 중심부 온도는 1천만 켈빈이다.) 그러나 CNO 순환 작용은 태양 중심핵에서 일어나는 양성자-양성자 연쇄 반응보다 효율적으로 수소를 태운다. CNO 순환 작용은 온도에 매우 민감하여 중심핵 부분에서 이 작용을 통해 수소를 태우고 남은 헬륨의 재는 대류층을 통해 중심핵 부분에 골고루 퍼진다. 중심핵 위를 둘러싼 복사층은 복사열적 평형 상태에 있는데 이는 태양과는 반대 구조이다. 태양은 중심핵 부분이 복사층이며 복사층을 대류층이 둘러싸고 있다.
베가의 에너지 플럭스는 5480 Å에서 3650 잰스키로 오차범위는 2 퍼센트이다. 베가의 스펙트럼에서는 수소 흡수선이 뚜렷하며 특히 주양자수 2의 전자를 포함한 수소 발머계열이 더욱 강하게 나타난다. 다른 원소들의 선은 상대적으로 약하지만 마그네슘, 철, 크롬이 이온화된 선이 발견된다. 베가에서는 엑스선이 매우 적게 방출되는데 여기서 베가는 코로나가 매우 약하거나 거의 없음을 알 수 있다.
물리적 특징 > 자전

간섭계를 이용하여 베가의 반지름을 정확히 잰 결과 태양 반경의 약 2.73 ± 0.01 배였다. 이는 같은 A형 주계열성 시리우스보다 60 퍼센트 정도 더 큰 값인데, 항성 모형에 따르면 베가의 크기는 시리우스보다 12 퍼센트 정도 커야 정상이므로 모순되는 결과이다. 그러나 만약 베가가 빠르게 자전하는 동시에 베가의 북극 또는 남극이 지구를 정면으로 바라보고 있다고 가정할 경우 의문점은 해결된다. CHARA 어래이로 2005년에서 2006년에 걸쳐 관측한 결과 이 추측은 사실임이 입증되었다.
베가의 북극 자전축은 지구에서 바라보는 방향과 최대 5 도 이상 차이나지 않는다. 베가의 적도 자전 속도는 1 초에 274 킬로미터로 한 바퀴 도는 데에 12.5 시간밖에 걸리지 않는다. 이는 우리 태양의 자전 속도와 비교할 때 50 배나 빠른 값이다. 이는 항성이 산산조각나는 속도의 93 퍼센트에 이르는 값이다. 이렇게 빠르게 돌기 때문에 베가의 적도는 타원체 모양으로 부풀어 올라 있으며, 적도 반경은 극반지름보다 23 퍼센트 더 크다. 여기서 베가의 극반지름은 태양의 2.26 ± 0.02 배이며 적도 반지름은 태양의 2.78 ± 0.02 배이다. 지구에서 볼 때는 적도 반지름 크기로 베가가 보이게 된다.
극에서의 중력 가속이 적도보다 크기 때문에 폰 지펠 이론에 의거할 때 베가의 극은 적도보다 밝다. 밝기의 차이로 인해 항성 표면의 유효 온도도 달라진다. 극에서는 1만 켈빈 정도이며 적도는 그보다 훨씬 낮아서 7,600 켈빈 수준에 불과하다. 따라서 만약 베가가 지금과는 달리 적도 방향이 우리 시선을 향해 놓여 있을 경우 밝기가 지금의 약 절반 수준으로 떨어져 보일 것이다. 이처럼 극과 적도 온도차가 많이 나기 때문에 강력한 주연 감광 효과가 발생한다. 이 때문에 베가를 극에서 볼 경우 보통의 둥근 항성보다 테두리가 더 어둡게 보일 것이다. 온도 그래디언트를 보면 베가는 적도 부분에 대류층이 있고 나머지 부분은 거의 대부분이 순수한 복사층으로 이루어져 있을 것이다.
만약 베가가 천천히 자전하여 구에 가까운 모양이며 태양 밝기 57 배로 빛나는 항성이라고 가정할 경우 이 밝기는 베가와 질량이 비슷한 다른 별과 비교할 때 너무 높다. 베가가 빠르게 자전하고 있다면 이 모순은 해결된다. 베가의 실제 밝기는 태양의 37 배 수준이다.
베가는 예전부터 망원경 눈금 조정의 기준이 되는 별이었다. 최근 베가 자전축과 시선 방향의 차이 및 자전 속도가 더욱 자세히 알려졌으며 이를 통해 관측기구 눈금을 보다 정교하게 조정할 수 있게 되었다.
물리적 특징 > 구성 성분

천문학자들은 헬륨보다 원자수가 많은 원소들을 ‘금속’이라고 부른다. 베가 상층 대기의 중원소 함량은 태양의 32 퍼센트 수준에 불과하다. 반면 비슷한 분광형의 시리우스는 태양보다 중원소가 세 배나 많다. 구체적으로 태양의 중원소 함유비는 다음과 같이 표현한다. ZSol = 0.0172 ± 0.002 이를 베가의 경우에 대입하면 베가의 전체 질량 중 헬륨보다 무거운 원소가 차지하는 비율은 단지 0.54 퍼센트에 불과하다는 것을 알 수 있다.
이처럼 중원소의 비율이 미미하기 때문에 베가를 목동자리 람다형 항성으로 부르기도 한다. 분광형 A0 ~ F0 항성에 이처럼 분광상 특이함이 나타나는 원인은 확실히 밝혀지지 않았다. 다만 이 화학적 특이함의 이유로 질량 손실 또는 확산이 제기된 바 있다.(다만 항성 진화 모형에서는 해당 과정이 주계열성 단계의 말미에 발생하는 것으로 설명한다.) 또 다른 원인으로 베가는 애초부터 중원소가 부족한 성간 물질에서 탄생했다는 주장이 있다.
베가 대기에서 수소에 대한 헬륨의 비율은 0.030 ± 0.005로 태양보다 40 퍼센트 정도 작다. 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.
물리적 특징 > 운동

베가의 적색 편이값은 -13.9 ± 0.9 km/s이다. 마이너스 부호는 천체가 지구를 향해 가까워지고 있다는 의미이다.
베가가 시선 방향에 대해 이동할 때 우리 눈에는 뒷배경 별들에 대비하여 별의 위치가 변한 것처럼 보이게 된다. 베가의 위치를 정교하게 측정하면 항성의 각운동값(고유 운동)을 알 수 있다. 베가의 고유 운동량은 적경값으로 연간 202.03 ± 0.63 밀리초각, 적윗값으로 연간 287.47 ± 0.54 밀리초각이다. 베가의 순고유운동량은 327.78 밀리초각/년이며, 여기에 따르면 베가는 11,000년마다 약 1 도만큼 천구 위를 이동하게 된다.
은하좌표에서 베가의 우주속도 요소는 U = -13.9 ± 0.9, V = -6.3 ± 0.8 , W = -7.7 ± 0.3으로, 여기서 순우주속도는 17 km/s가 나온다. 이 속도(태양 방향)의 방사 성분은 -13.9 km/s이며 횡단 속도는 9.9 km/s이다. 현재 시점에서 베가는 밤하늘에서 다섯 번째로 밝지만 고유 운동값을 볼 때 천천히 태양 쪽을 향해 다가오고 있는데, 이 때문에 베가의 밝기는 점점 상승할 것이다. 베가는 약 21만 년 후 밤하늘에서 가장 밝은 별이 될 것이며 약 29만 년 후 -0.81까지 밝아질 것이다. 베가는 이후 천천히 어두워지지만 카노푸스보다 겉보기 등급이 낮아지게 되는 48만 년 후까지는 밤하늘에서 가장 밝은 별의 위치를 계속 차지할 것이다.
베가의 운동학적 속성에 의거하면 카스토르 이동성군에 속해 있는 것으로 보인다. 이 성군은 약 16개의 별로 구성되어 있으며 주요 구성원으로는 세페우스자리 알파, 카스토르, 포말하우트, 베가가 있다. 이 성군의 모든 구성원들은 비슷한 우주 속도를 보이면서 움직이고 있다. 이동성군의 구성원들을 통해 이들이 같은 장소에서 함께 태어났으며 중력적으로 서로의 속박을 벗어 버린 후 지금까지 꾸준히 우주 공간을 움직여 왔음을 추측할 수 있다. 카스토르 이동성군의 예상 나이는 1억 ~ 3억 살 정도이며 구성원들의 평균 우주 속도는 16.5 km/s이다.
행성계 > 적외선 초과

적외선 천문 위성(IRAS)의 탐사 결과 베가에서 적외선 플럭스가 예상보다 많이 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 10 초각 주변에서 발산되고 있었다. 베가와 지구 사이 거리를 고려하면 10 초각의 실제 크기는 약 80 천문단위로 태양과 지구 사이 거리의 80 배에 해당하는 거리이다. 이 적외선 복사의 정체는 밀리미터 단위 크기 입자로 이루어진 물질들에서 나오는 것이라는 주장이 제기되었다. 밀리미터 단위보다 작은 입자들은 포인팅-로버트슨 효과에 의해 항성으로 끌려들어가거나 혹은 항성의 복사압에 의해 불려나가 버릴 것이기 때문이다. 여기서 포인팅-로버트슨 효과는 항성의 복사압이 천체의 공전 운동을 거슬러 점차 항성 쪽으로 천체를 나선 형태를 그리면서 '떨어지게' 만드는 것을 의미한다. 이 효과는 항성에 가까우면서 크기가 작은 입자들일수록 더욱 강하게 나타난다.
이후 193 마이크로미터 영역에서 베가를 계속 관측한 결과 예상한 플럭스보다 낮은 수치의 값이 나왔으며 이를 통해 항성주위 먼지입자 크기는 100 마이크로미터 이하임을 알게 되었다. 이 정도 크기의 먼지가 지속적으로 항성 주위를 돌려면 먼지 물질이 생겨나서 보충되는 모종의 작용이 지속적으로 일어나야 한다. 이 ‘모종의 작용'이 무엇인가에 대해 제기되었던 가설 중 하나는 먼지 물질들은 서로 뭉쳐 행성을 형성하는 과정에 있다는 것이었다. 베가 주변에 먼지가 둘려 있는 것을 설명하는 모형에 의하면, 원반의 반지름은 항성의 북극에서 아래를 쳐다볼 경우 120 천문단위가 된다. 이 경우 원반의 중심부에는 먼지 물질들이 씻겨나가고 없는데, 그 ‘구멍’의 반지름은 80 천문단위에 약간 못 미친다.
베가 주변에서 적외선 초과 현상을 발견한 뒤, 다른 별들 주위에도 비슷한 구조가 형성되어 있음이 연달아 발견되었다. 2002년 기준으로 400개 정도의 별이 베가와 비슷한 행성계 구조를 갖고 있음이 밝혀졌으며 이들은 ‘베가형’ 또는 ‘베가-초과형’ 항성으로 불린다. 이들은 태양계가 처음 태어났을 때 어떤 모습이었는지에 대한 단서를 제공하고 있다.
행성계 > 먼지 원반

2005년까지 스피처 우주 망원경은 베가 주위에 있는 먼지 원반을 적외선 영역에서 고해상도로 촬영했다. 먼지 원반은 24 마이크로미터 영역에서 330 천문단위, 70 마이크로미터 영역에서 543 천문단위, 160 마이크로미터 영역에서 815 천문단위까지 펼쳐져 있었다. 이처럼 예상보다 훨씬 더 광범위하게 펼쳐져 있는 베가의 원반 물질 크기는 1 ~ 50 마이크로미터까지 다양했으며, 원반은 포말하우트처럼 한 쪽으로 쏠려 있지 않았고 가지런하게 동그란 모양을 보이고 있었다. 원반 물질의 총 질량은 지구 질량의 3×10^-3배이다. 태양 주변 카이퍼 대와 비슷한 밀도의 소행성 천체들끼리 부딪혀 먼지 물질이 생겨난 것으로 보고 있다. 따라서, 베가 주변의 먼지는 종전 예상과는 달리 원시 행성계 원반이 아닌 먼지 원반의 물질로부터 생겨났을 가능성이 크다.
먼지 원반의 안쪽 한계 거리는 항성으로부터 약 70 천문단위이다. 이 원반은 바깥쪽에 있는 큰 천체들끼리 부딪혀 생긴 파편들이 항성의 복사압에 밀려나가 형성된다. 그러나 항성 생성 초기부터 이 먼지 원반이 있었다고 가정할 경우, 현재 남아 있는 양을 고려하면 태초의 먼지 원반 물질의 질량은 목성의 수백 배는 되었을 것이라는 계산이 나온다. 따라서 먼지 원반은 비교적 최근에, 그것도 중간 정도 또는 좀 큰 질량을 지닌 혜성 또는 소행성이 자기보다 좀 더 작은 천체들과 부딪쳐서 생긴 것으로 추측하고 있다. 먼지 원반은 항성의 나이에 비할 때 상대적으로 젊을 가능성이 크며, 충돌이 추가적으로 일어나지 않아 먼지 물질이 공급되지 않는다면 언젠가 항성풍에 의해 모두 불려 나갈 것이다.
2006년 윌슨 산 천문대의 차라 어레이 망원경을 통해 관측한 결과, 베가에서 가까운 곳에 먼지의 띠가 추가적으로 존재하는 것으로 드러났다. 위치는 항성에서 8 천문단위 이내로 이 먼지 물질은 항성계의 동역학적 섭동의 증거인 것으로 보인다. 이 먼지 원반은 혜성이나 운석의 극심한 폭격으로 인해 생겨났을 가능성이 있으며 행성계가 생겨나는 증거일 수도 있다.
행성계 > 행성의 존재 여부

1997년 제임스 클라크 맥스웰 망원경의 관측 결과 베가의 북동쪽 70 천문단위 부근에 ‘길쭉한 형태의 밝은 영역’이 있다고 했다. 이는 외계 행성에 의해 먼지 원반이 뒤틀린 것이거나 또는 먼지에 둘러싸인 천체가 항성을 공전하는 것일 가능성임이 제기되었다. 그러나 켁 망원경이 찍은 사진을 통해 겉보기 등급 16 이하의 천체(이는 목성질량 12 배 이상 천체임)는 베가 주위에 없음을 밝혀냈다. 하와이 소재 조인트 애스트로노미 센터와 UCLA의 천문학자들은 켁 망원경의 사진은 베가 주위에서 행성이 생겨나는 것을 증명하는 것이라고 주장했다.
베가 주위 행성의 존재는 아직까지 제대로 입증되지 않았다. 2002년 논문에서 문제의 ‘덩어리’는 목성 정도 질량을 지닌 행성이 이심률 큰 궤도를 그리며 돌고 있는 것이라고 서술되어 있다.
2003년 이러한 덩어리는 해왕성 질량 정도 되는 천체가 40 ~ 65 천문단위 거리에서 5600만 년의 시간에 걸쳐 이동해 왔기 때문에 생긴 것이라는 가설이 등장했다. 이 가상 행성의 궤도 크기로 미루어 보아 보다 베가에 가까운 곳에 암석 행성이 생겨날 여유 공간이 있었다. 해당 행성이 항성 쪽으로 움직인 원인으로 이 행성보다 항성에 가까운 곳에 있는, 질량이 더 큰 미지의 행성이 중력적 상호 작용을 일으켰기 때문일 가능성이 있다.
2005년 하와이 소재 스바루 망원경에 있는 코로나그래프를 이용, 천문학자들은 베가 주위를 도는 행성의 질량이 목성의 5 ~ 10 배를 넘지는 않는다고 결론지었다. 행성을 직접 관측하지는 못했으나, 행성이 존재할 가능성은 아직까지 배제되지 않고 있는 상황이다. 따라서 행성의 정체는 보다 항성에 가까운 곳을 돌고 있는 암석 행성일 가능성이 있다. 베가 주변에 펼쳐져 있는 원반의 경사각은 베가의 적도와 거의 일치한다. 베가 주변을 돌고 있는 가상 행성에서 누군가가 하늘을 바라본다면, 태양은 비둘기자리에서 4.3 등급의 밝기로 어둡게 빛날 것이다.
이름의 유래 및 문화적 특기사항

지구가 자전하기 때문에 별들은 천구를 가로지르는 것처럼 우리 눈에 보이게 된다. 그런데 어떤 별이 지구의 자전축과 나란한 방향에 놓여 있을 경우 그 별은 하늘에서 움직이지 않는 것처럼 보일 것이고, 이 별을 극성이라고 부른다. 지구의 자전축 방향은 시간이 지나면서 서서히 바뀌는데 이를 세차 운동이라고 한다. 세차 운동의 1주기는 25770년인데 이 기간 동안 자전축의 양 극점은 천구 위에 길을 둥근 모양으로 그리게 된다. 이 길은 근처에 있는 여러 밝은 별들 근처를 지나가는데 경로가 별들과 가깝게 또는 거의 일치하는 순간 지구에 거주하는 사람들은 그 별을 극성으로 인식하게 된다. 현 시점에서 극성은 폴라리스이나 기원전 1만 2천 년 경만 해도 천구 북극과 베가 사이 거리는 5도가 채 되지 않았다. 서기 14000년 경 북극점은 다시 베가 근처에 접근하게 될 것이다. 베가는 북극성의 후보가 될 수 있는 별들 중 가장 밝다.
북부 폴리네시아 원주민들은 베가를 '웨투 오 테 타우'라고 불렀는데 이는 '1년의 별'이라는 뜻이다. 오랫동안 이 지역 주민들은 한 해의 농사를 시작할 무렵을 새로운 해가 시작하는 것이라고 여겼으며, 그 시작을 상징하는 별이 베가라고 생각했다. 이후 플레이아데스 성단이 베가의 자리를 대신하게 되었다.
고대 아시리아 사람들은 베가를 '다얀-사메'라고 불렀는데 이는 '하늘의 심판자'라는 뜻이다. 고대 아카드 사람들은 '티르-안나'로 불렀으며 이는 '하늘의 생명'이라는 뜻이다. 바빌로니아 시대의 천문 기록에 따르면 베가는 '딜간'이라는 이름이 붙은 여러 별들 중 하나였다. 여기서 '딜간'은 '빛의 전령'이라는 뜻이다. 고대 그리스 사람들은 그리스 신화상의 오르페우스가 들고 있는 하프 부분을 거문고자리라고 불렀으며, 여기서 베가는 손잡이 부분에 해당된다. 로마 제국에서는 베가가 지평선 아래로 내려가 보이지 않게 되는 시점을 가을이 시작되는 때로 인식했다.
중국에는 견우[牛郎]가 천제(天帝)의 벌을 받아 은하수를 사이에 두고 사랑하는 직녀(織女, 베가)와 떨어져 살다가, 일년 중 단 하루 칠월칠석(음력 7월 7일)에 까마귀와 까치가 놓아 주는 오작교 위에서 잠깐이나마 만난다는 전설이 전해 내려온다. 직녀성(織女星)이라는 이름은 여기서 유래한 것이다. 일본의 타나바타 축제는 이 전설에 기초하여 열린다. 조로아스터교에서 베가는 가끔 하급 신(神) 바난트를 상징하기도 했다. 여기서 바난트는 '정복자'라는 뜻이다.
서구권에서 가장 많이 불리는 이름 베가(초창기에는 Wega였다가 Vega로 바뀜)는 아랍어 단어 '와키'에서 왔는데 이는 '추락' 또는 '착륙'이라는 뜻이다. '와키'는 좀 더 긴 어구인 '안-나스르 알-와키'(النسر الواقع)에서 따 온 말로, 어구의 뜻은 '내려앉은 검은 독수리'이다. 고대 이집트 사람들은 거문고자리를 검은 독수리 형상으로 인식했으며 고대 인도 사람들도 이를 검은 독수리 또는 독수리로 생각했다. '베가' 이름이 서구 유럽 기록에 최초로 등장한 것은 알폰소 10세가 1215 ~ 1270년 사이 만든 알폰소 목록에서였다.
중세의 점성학자들은 베가를 베헤니언 붙박이별 중 하나로 취급했으며 귀감람석(貴橄欖石) 및 윈터 세이보리(winter savory)와 연관지었다. 아그리파 폰 네테스하임은 자신의 카발라 문양 을 'Vultur cadens'라는 단어 아래에 배치시켰는데, 단어의 뜻은 베가의 아랍어 이름 의미를 라틴어로 직역한 것이다. 중세시대에 작성된 항성 목록에는 베가를 '바기'(Waghi), '바기에'(Vagieh), '베카'(Veka)로 적기도 했다.
제너럴 모터스는 1971년 베가의 이름을 따 쉐보레 베가 모델을 출시했는데, 이는 자동차가 항성의 이름을 차용한 최초의 사례이다. 유럽 우주국이 쏘아 올린 베가 로켓과 1927년 록히드 사가 출시한 록히드 베가 기체도 베가의 이름을 빌려 온 사례이다.
같이 보기

거문고자리
우수 (별자리)
알타이르 (현대의 견우성)
여름의 대삼각형.
중적외선 영역(24 μm)에서 촬영한 베가와 별 주변의 먼지 원반.
베가(좌측)와 태양(우측)의 크기 비교.
지구 근처 밝은 별들의 향후 겉보기 등급의 변화 추이를 그래프로 나타낸 것. 밝기가 올라갈수록 지구와 가까워진다고 볼 수 있다. 베가(Wega, 빨간색 선)는 천천히 지구를 향해 다가오고 있다.
전용 카메라로 촬영한 베가. 촬영기기는 셀레스트론 CGEM DX 1100 @ F6.3, 캐논 T3i, 텔레뷰 4X 파워메이트, ISO 800. 노출시간은 60초이다.
베가를 돌고 있는 질량 큰 가상 천체 둘이 부딪쳐 별 주변의 먼지 물질들을 만들어내고 있다. 천체 예술가의 상상도.
베가를 도는 외계 행성을 상상한 그림.
D. C. 더글러스

| D> C. 더글러스 D. C. Douglas |
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출생: 1966년 2월 2일 버클리
성별: 남성
국적: 미국
직업: 배우, 성우, 영화 감독
2021년 모습
D.C. 더글러스(D. C. Douglas, 1966년 2월 2일 ~ )는 미국의 배우, 성우, 영화 감독이다.
버클리에서 태어났다.
출연 작품

리본즈 (2016년)
헬렌 얼론 (2014년)
아메리칸 섹스 파이 (2014년) - 딘 역
샤크스톰2: 샤크네이도 (2014년)
타이타닉 2 (2010년) - 윌 하워드 선장 역
체인지 유어 라이프! (2009년)
레이버 페인스 (2009년)
데드 라이드 (2008) - 래리 그러브먼 역
Universal Remote (2007)
뉴욕 웨이팅 (2006년)
왓 어바웃 브라이언 (2006년)
666: 더 차일드 (2006년)
허수아비 슬레이어 (2003년)
더 파이팅 (2000년)
쇼킹 패밀리 (1999년)
언더 씨즈 2 (1995년)
퓨쳐 포스 (1990년)
출연 작품 > 텔레비전

우리 생애 나날들 (1991-2014)
더 영 앤 더 레스트리스 (1996-2014)
더 볼드 앤 더 뷰티풀 (1997-2017)
같이 보기

길버트 갓프리드