柱一(御夫座ε)是在北天御夫座內的一顆恆星,在拜耳命名法中的名稱是御夫座ε。它在西方的固有名稱是AlmaazHaldus、或Al Anz。柱一是顆不尋常的食雙星,系統包含一顆F0超巨星和一顆未知的夥伴,通常被認為是個有着黑暗盤面的小B型恆星。大約每27年,柱一的光度會從視星等+2.92等降至+3.83等[9],這種變暗會持續640-730天[10]。除了這種食變,這個系統還有約66天週期的低振幅變動[11]。這個系統與地球的距離仍有爭議,但現在的估計大約是2000光年

柱一 (御夫座ε)

柱一位於星座中最亮的五車二稍下方。
觀測資料
曆元 J2000
星座 御夫座
星官 (畢宿)
赤經 05h 01m 58.13245s
赤緯 +43° 49′ 23.9059″
視星等(V) 2.98[1]
特性
光譜分類F0 Iab (or II-III[2]) + ~B5V
U−B 色指數+0.30[1]
B−V 色指數+0.54[1]
R−I 色指數0.45
變星類型大陵五型變星
天體測定
徑向速度 (Rv)–2.5 km/s
自行 (μ) 赤經:−0.86±1.38 mas/yr
赤緯:−2.66±0.75 mas/yr
視差 (π)1.53 ± 1.29 mas
距離approx. 2,000 ly
(approx. 700 pc)
絕對星等 (MV)-9.1[3]
詳細資料
柱一A(御夫座ε A)
質量2.2-15[4] M
半徑135-190[4] R
表面重力 (log g)≲ 1.0[2]
亮度 (bolometric)37,875[5] L
溫度7,750[2] K
自轉速度 (v sin i)54[6] km/s
柱一B(御夫座ε B)
質量6 - 14[4] M
半徑3.9±0.4[2] R
表面重力 (log g)4.0[2]
溫度15000[2] K
軌道[7]
繞行週期 (P)9896.0±1.6 d
半長軸 (a)18.1+1.2
−1.3
[2] AU
偏心率 (e)0.227±0.011
傾斜角 (i)89[2]°
升交點黃經 (Ω)264°
近心點 曆元 (T)MJD 34723±80
近心點幅角 (ω)
(secondary)
39.2±3.4°
半振幅 (K1)
(primary)
13.84±0.23 km/s
其他命名
Almaaz, Al Anz, Haldus, ε Aur, 7 Aur, BD+43 1166, FK5 183, HD 31964, HIP 23416, HR 1605, SAO 39955.[8]
資料來源:
依巴谷星表亮星星表
9th Catalog of Spectroscopic Binary Orbits
Variable Star Index (VSX)
參考資料庫
SIMBAD資料

德國天文學家約翰·海因裏希·弗裏奇在1821年首度觀測與懷疑柱一是一顆變星。稍後,愛德華·海斯弗里德里希·阿格蘭德確認弗裏奇最初的懷疑,並對這顆恆星特別關注。然而,漢斯·魯登道夫才是第一位對它仔細研究的天文學家。他的工作表明這個系統是食變星,由於它的伴星掩蔽,才使它的光度變暗。

柱一的夥伴一職受到很多質疑,因為這這個物體未如期預期的大小輻射出相對應的光度[11]。在2008年,最普遍被接受的說法是,這是一個雙星系統,其伴星有着大規模、不透明的塵埃盤面;理論推測這是顆巨大半透明的恆星,或是黑洞

觀測的歷史

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雖然裸眼就很容易看見這顆恆星,但直到1821年約翰·弗里奇才首先注意到這個系統是顆變星。最終,從1842年至1848年,德國數學家愛德華·海斯和普魯士天文學家弗里德里希·阿格蘭德每隔數年觀察它一次。海斯和阿格蘭德的資料都顯示這顆恆星在1847年明顯的變暗了,而這一點吸引了兩人全心的注意。柱一(御夫座ε)之後又明顯的增亮,隨後在9月回復到正常的亮度[11]。因為它吸引了更多的關注,越來越多的資料被彙整。觀測資料顯示柱一不僅是有很長的一段週期,在亮度上也有短期的變化。之後的食發生在1874年和1875年,以及大約30年後的1901年和1902年間[11]

漢斯·魯登道夫,也一直在觀測柱一,並且是第一個對這顆恆星進行詳細研究的人。在1904年,他在天文通報(Astronomische Nachrichten)發表一篇標題名稱為柱一的光度變化調查(Untersuchungen über den Lichtwechsel von ε Aurigae)的報告,建議這顆恆星是大陵五型變星和一顆食雙星[11]

國際天文年,柱一也是從2009年至2011年的觀測目標,而這三年正是它最近一次食的時段[12]

史匹哲2009年的觀測

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在2010年1月,Donald Hoard美國天文學會帕薩迪納加州理工學院的史匹哲科學中心的會議中,發表來自NASA史匹哲太空望遠鏡的觀測報告,並依據早期的觀測指出,只是一顆2.2-3.3倍太陽質量的後漸近巨星分支星被在盤中單獨的一顆B型恆星週期性的食[13]。這是通過使用史匹哲的恆星指向圖元的四個角,直接取代只用一個,以史匹哲可以使用的最短觀測持續時間,只用百分之一秒的曝光,來有效的提高望遠鏡的靈敏度和避免曝光過度。這些資料支持伴星存在着盤面,並且確定粒子的大小有如碎石路面的顆粒,而不是細微的塵粒[14]

系統的性質

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柱一的性質一直不清楚。長時間以來,只知道至少有兩個天體以不尋常的27年周期定期互。早期的解釋:異常大的瀰漫性恆星、黑洞和奇特形狀的環狀體都以不被認可。現在有兩種主要的解釋[4],可以解釋已經觀察到的特徵:高質量的模型,主星是一顆質量大約是15 M黃超巨星,伴星是顆大約2 M,正在演化中的低發光度恆星。

高質量恆星模型的變數一直很受關注,因為從外觀上看主恆星是一顆光譜屬於早期的F型或晚期的A型,光度是Ia或Iab的超巨星。一貫的距離估計預期它是顆亮的超巨星,但是伊巴谷衛星的是視差測量,其誤差值和本身一樣大,因此衍生的距離從355秒差距至4167秒差距[4]。這種模型的主要問題是伴星的性質,需要有與主星大約相似的質量,然而觀測上它的性質卻是顆B型的主序星。另一個可能是涉及兩顆較低質量主序星的密近雙星,或是一個更複雜的系統。

低質量的模型,是最近流行的公民天空專案,提出了主星是2-4 M漸近巨星分支恆星,所依據的是大多數的距離和量估計。這顆恆星在給定的質量上是異常的大和明亮的巨星,可能是非常高質量損失後的結果。若要與觀測到的食和軌道資料相匹配,伴星是相當正常的B型主序星,質量大約是6倍的太陽質量,似乎嵌入一個厚厚的圓盤邊緣。

軌道本身相當好確定[2],對我們傾斜約87度,主星和盤的距離大約是35天文單位[4](在高質量模型),這大約是從海王星太陽的距離[15]

可見的組合

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圖集

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參考資料

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  1. ^ 1.0 1.1 1.2 Lutz, T. E.; Lutz, J. H. Spectral classification and UBV photometry of bright visual double stars. The Astronomical Journal. 1977-06, 82: 431. doi:10.1086/112066. 
  2. ^ 2.0 2.1 2.2 2.3 2.4 2.5 2.6 2.7 2.8 Hoard, D. W.; Howell, S. B.; Stencel, R. E. TAMING THE INVISIBLE MONSTER: SYSTEM PARAMETER CONSTRAINTS FOR ϵ AURIGAE FROM THE FAR-ULTRAVIOLET TO THE MID-INFRARED. The Astrophysical Journal. 2010-05-01, 714 (1): 549–560. ISSN 0004-637X. doi:10.1088/0004-637X/714/1/549. 
  3. ^ Guinan, E. F.; Mayer, P.; Harmanec, P.; Božić, H.; Brož, M.; Nemravová, J.; Engle, S.; Šlechta, M.; Zasche, P. Large distance of ε Aurigae inferred from interstellar absorption and reddening. Astronomy & Astrophysics. 2012-10, 546: A123. Bibcode:2012A&A...546A.123G. ISSN 0004-6361. doi:10.1051/0004-6361/201118567. 
  4. ^ 4.0 4.1 4.2 4.3 4.4 4.5 Chadima, P.; Harmanec, P.; Bennett, P. D.; Kloppenborg, B.; Stencel, R.; Yang, S.; Božić, H.; Šlechta, M.; Kotková, L. Spectral and photometric analysis of the eclipsing binary ϵ Aurigae prior to and during the 2009–2011 eclipse. Astronomy & Astrophysics. 2011-06, 530: A146. ISSN 0004-6361. doi:10.1051/0004-6361/201116739. 
  5. ^ Hohle, M.M.; Neuhäuser, R.; Schutz, B.F. Masses and luminosities of O- and B-type stars and red supergiants. Astronomische Nachrichten. 2010-04, 331 (4): 349–360. doi:10.1002/asna.200911355 (英語). 
  6. ^ Royer, F.; Grenier, S.; Baylac, M.-O.; Gómez, A. E.; Zorec, J. Rotational velocities of A-type stars: II. Measurement of ${v\sin i}$ in the northern hemisphere. Astronomy & Astrophysics. 2002-10, 393 (3): 897–911. ISSN 0004-6361. doi:10.1051/0004-6361:20020943. 
  7. ^ Stefanik, Robert P.; Torres, Guillermo; Lovegrove, Justin; Pera, Vivian E.; Latham, David W.; Zajac, Joseph; Mazeh, Tsevi. EPSILON AURIGAE: AN IMPROVED SPECTROSCOPIC ORBITAL SOLUTION. The Astronomical Journal. 2010-03-01, 139 (3): 1254–1260. ISSN 0004-6256. doi:10.1088/0004-6256/139/3/1254. 
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  10. ^ Citizen Sky: The Star of Our Project. [25 August 2009]. (原始內容存檔於2009年8月13日). 
  11. ^ 11.0 11.1 11.2 11.3 11.4 Hopkins, Jeffrey L.; Stencel, Robert E. Recent UBVJH Photometry of Epsilon Aurigae. arXiv e-prints. 2007-06-01, 0706: arXiv:0706.0891 [2020-09-23]. (原始內容存檔於2008-02-25). 
  12. ^ Citizen Science: The International Year of Astronomy (PDF). International Year of Astronomy. American Astronomical Society. 2008 [13 January 2009]. (原始內容存檔 (PDF)於2008-12-05). 
  13. ^ System Properties Table (Citizen Sky). (原始內容存檔於2012-04-14). 
  14. ^ Centuries-Old Star Mystery Coming to a Close. NASA Spitzer Space Telescope. [2020-09-23]. (原始內容存檔於2021-01-25) (英語). 
  15. ^ Uranus: Facts & Figures. Solar System Exploration. National Aeronautics and Space Administration. 2007 [3 January 2009]. (原始內容存檔於2017-12-09). 

外部連結

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Capella and the Auriga constellation]

伴星

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名稱 赤經 赤緯 視星等 (V) 光譜類型 參考資料庫
ADS 3605 B (BD+43 1166B) 05h 01m 56.6s +43° 49' 08 14.0 Simbad頁面存檔備份,存於互聯網檔案館
ADS 3605 C (BD+43 1166C) 05h 01m 54.0s +43° 49' 26 11.26 Simbad
ADS 3605 D (BD+43 1166D) 05h 01m 55.1s +43° 49' 57 12.0 Simbad
ADS 3605 E (BD+43 1168) 05h 02m 12.374s +43° 51' 42.35 9.39 B9Iab Simbad