Vega (yıldız)
Fiziksel özellikleri > Muhtemel gezegenler

1997'de James Clerk Maxwell Teleskobu'ndan yapılan gözlemler "ince ve uzun parlak  bölge"nin Vega'nın 70AU kuzeydoğusunda en çok parladığı gözlemledi. Bu ya toz diskini karışık hale getiren bir gezegen tarafından oluşturulacaktı, ya da toz etrafında olan bir gezegen tarafından oluşturulacaktı. Ancak, Keck Teleskobu'ndan gelen görseller 16 kadir büyüklüğünde, Jüpiter'in 12 katı kadar ağır bir cisim keşfetti. Joint Astronomy Centre'deki astronomlar ve Hawaii'deki UCLA ekibi hala oluşmakta olan bir gezegen sistemi olabileceğini ileri sürdü.
Bu gezegenin doğası henüz doğrudan belirlenmedi, 2002'de yayımlanmış bir makale kümelerin yaklaşık Jüpiter ağırlığında ve dışmerkezli(eksantrik) yörüngeye sahip bir gezegen tarafından oluşabileceğini hipotize etti. Toz bu gezegenle kaba hareket rezonansına sahip yörüngelerde toplanır ve sonuç olarak kümelenir.
1983 yılında Kızılötesi Gökbilim Uydusu ("Infrared Astronomy Satellite", IRAS), yıldızın kızılötesi ışın yayan ve taneciklerden oluşan büyük bir haleyle çevrelendiğini saptadı. Disk biçimindeki bu hale daha çok sıcak bir toz bulutuna benzemektedir ve yıldızın merkezinden yaklaşık 815 astronomik birim uzağa kadar yayılmaktadır. Vega'ya benzer pek çok başka yıldız da (Fomalhaut, Denebola, Merak gibi) benzer bir diske sahiptir. Vega'nın dönüş ekseninin Dünya'ya dik olduğu, onu çevreleyen disk biçimli toz bulutunun ise yüzünün bize dönük olduğu gözlenmiştir. Yani, yıldızı çevreleyen disk, Güneş'i çevreleyen ve gezegenleri içeren kuşağa benzer biçimde konumlanmıştır. Bu nedenle, Vega'nın bir gezegen sistemi olabileceği ya da böyle bir sistemin oluşmakta olduğu düşüncesi ağırlık kazanmıştır.
Helen Walker ve ekibinin İngiltere'deki Rutherford Appleton Laboratuvar'ına bağlı Kızılötesi Uzay Gözlemevi'nde (Infrared Space Observatory) yürüttüğü çalışmalar, Vega'nın diskinin 200 mikron büyüklüğünde, yani tipik yıldızlararası tozdan 200 kat daha büyük taneciklerden oluştuğunu ortaya çıkardı. 2002 yılında ise gök bilimciler, toz bulutunun iki ayrı noktada yoğunlaşarak uç verdiğini duyurdular. Bunlardan biri yıldızın güney batısında, yıldızdan 60 astronomik birim uzakta, diğeri de kuzey doğusunda, yıldızdan 75 astronomik birim uzakta yer almaktaydı. Bu duruma, dışmerkezli (eksantrik) bir yörünge çizen ve görülemeyen bir gezegenin yol açıyor olabileceği düşünülmektedir. Hesaplamalara göre, ancak sarmal bir toz bulutunun içinde dışmerkezli bir yörünge çizmekte olan bir gezegen, yıldızdan uzaktaki iki ayrı noktada bir yoğunlaşmaya neden olabilir. Bu durumun Güneş Sistemi'nde görülmemesinin nedeni ise, gezegenlerin yörüngelerinin böyle bir etkiyi oluşturacak ölçüde dışmerkezli olmamasıdır. Güneş Sistemi dışında bulunan çok sayıda gezegenin yörüngelerinin dışmerkezli olduğu bilinmektedir. Bu nedenle, asimetrik toz yoğunlaşmalarının, dış uzaydaki gezegen sistemlerinin ortak özelliklerinden biri olduğu düşünülmektedir.
Öte yandan, bu etkiye bir gezegenin neden olduğu varsayımı dışında, çok büyük göktaşlarının çarpışmalarının da neden oluyor olabileceği ileri sürülmektedir. Ancak, her ne kadar eldeki verilerle tersi kanıtlanamasa da, Vega'nın iki yanında, birbirine karşıt yönlerde oluşan böylesi büyük çarpışmaların gerçekleşme olasılığı oldukça düşüktür. Eğer Vega'nın gezegenleri varsa, bunlarda yaşamın  gelişmiş olması olanaksız gibidir. Kütlesi Güneş'in kütlesinin 2,5 katından fazla olan Vega'nın henüz 200 milyon yıllık geçmişi olduğu tahmin edilmektedir. Bu sürenin, ilkel canlıların gelişmesi için bile çok kısa olduğu söylenebilir.
Vega, Çalgı takımyıldızındaki en parlak yıldızdır.
Vega ve Güneş