柱一(御夫座ε)是在北天御夫座内的一颗恒星,在拜耳命名法中的名称是御夫座ε。它在西方的固有名称是AlmaazHaldus、或Al Anz。柱一是颗不寻常的食双星,系统包含一颗F0超巨星和一颗未知的伙伴,通常被认为是个有着黑暗盘面的小B型恒星。大约每27年,柱一的光度会从视星等+2.92等降至+3.83等[9],这种变暗会持续640-730天[10]。除了这种食变,这个系统还有约66天周期的低振幅变动[11]。这个系统与地球的距离仍有争议,但现在的估计大约是2000光年

柱一 (御夫座ε)

柱一位于星座中最亮的五车二稍下方。
观测资料
历元 J2000
星座 御夫座
星官 (毕宿)
赤经 05h 01m 58.13245s
赤纬 +43° 49′ 23.9059″
视星等(V) 2.98[1]
特性
光谱分类F0 Iab (or II-III[2]) + ~B5V
U−B 色指数+0.30[1]
B−V 色指数+0.54[1]
R−I 色指数0.45
变星类型大陵五型变星
天体测定
径向速度 (Rv)–2.5 km/s
自行 (μ) 赤经:−0.86±1.38 mas/yr
赤纬:−2.66±0.75 mas/yr
视差 (π)1.53 ± 1.29 mas
距离approx. 2,000 ly
(approx. 700 pc)
绝对星等 (MV)-9.1[3]
详细资料
柱一A(御夫座ε A)
质量2.2-15[4] M
半径135-190[4] R
表面重力 (log g)≲ 1.0[2]
亮度 (bolometric)37,875[5] L
温度7,750[2] K
自转速度 (v sin i)54[6] km/s
柱一B(御夫座ε B)
质量6 - 14[4] M
半径3.9±0.4[2] R
表面重力 (log g)4.0[2]
温度15000[2] K
轨道[7]
绕行周期 (P)9896.0±1.6 d
半长轴 (a)18.1+1.2
−1.3
[2] AU
偏心率 (e)0.227±0.011
倾斜角 (i)89[2]°
升交点黄经 (Ω)264°
近心点 历元 (T)MJD 34723±80
近心点幅角 (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]
资料来源:
依巴谷星表亮星星表
9th Catalog of Spectroscopic Binary Orbits
Variable Star Index (VSX)
参考数据库
SIMBAD资料

德国天文学家约翰·海因里希·弗里奇在1821年首度观测与怀疑柱一是一颗变星。稍后,爱德华·海斯弗里德里希·阿格兰德确认弗里奇最初的怀疑,并对这颗恒星特别关注。然而,汉斯·鲁登道夫才是第一位对它仔细研究的天文学家。他的工作表明这个系统是食变星,由于它的伴星掩蔽,才使它的光度变暗。

柱一的伙伴一职受到很多质疑,因为这这个物体未如期预期的大小辐射出相对应的光度[11]。在2008年,最普遍被接受的说法是,这是一个双星系统,其伴星有着大规模、不透明的尘埃盘面;理论推测这是颗巨大半透明的恒星,或是黑洞

观测的历史

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虽然裸眼就很容易看见这颗恒星,但直到1821年约翰·弗里奇才首先注意到这个系统是颗变星。最终,从1842年至1848年,德国数学家爱德华·海斯和普鲁士天文学家弗里德里希·阿格兰德每隔数年观察它一次。海斯和阿格兰德的资料都显示这颗恒星在1847年明显的变暗了,而这一点吸引了两人全心的注意。柱一(御夫座ε)之后又明显的增亮,随后在9月回复到正常的亮度[11]。因为它吸引了更多的关注,越来越多的资料被汇整。观测资料显示柱一不仅是有很长的一段周期,在亮度上也有短期的变化。之后的食发生在1874年和1875年,以及大约30年后的1901年和1902年间[11]

汉斯·鲁登道夫,也一直在观测柱一,并且是第一个对这颗恒星进行详细研究的人。在1904年,他在天文通报(Astronomische Nachrichten)发表一篇标题名称为柱一的光度变化调查(Untersuchungen über den Lichtwechsel von ε Aurigae)的报告,建议这颗恒星是大陵五型变星和一颗食双星[11]

国际天文年,柱一也是从2009年至2011年的观测目标,而这三年正是它最近一次食的时段[12]

史匹哲2009年的观测

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在2010年1月,Donald Hoard美国天文学会帕萨迪纳加州理工学院的史匹哲科学中心的会议中,发表来自NASA史匹哲太空望远镜的观测报告,并依据早期的观测指出,只是一颗2.2-3.3倍太阳质量的后渐近巨星分支星被在盘中单独的一颗B型恒星周期性的食[13]。这是通过使用史匹哲的恒星指向图元的四个角,直接取代只用一个,以史匹哲可以使用的最短观测持续时间,只用百分之一秒的曝光,来有效的提高望远镜的灵敏度和避免曝光过度。这些资料支持伴星存在着盘面,并且确定粒子的大小有如碎石路面的颗粒,而不是细微的尘粒[14]

系统的性质

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柱一的性质一直不清楚。长时间以来,只知道至少有两个天体以不寻常的27年周期定期互。早期的解释:异常大的弥漫性恒星、黑洞和奇特形状的环状体都以不被认可。现在有两种主要的解释[4],可以解释已经观察到的特征:高质量的模型,主星是一颗质量大约是15 M黄超巨星,伴星是颗大约2 M,正在演化中的低发光度恒星。

高质量恒星模型的变数一直很受关注,因为从外观上看主恒星是一颗光谱属于早期的F型或晚期的A型,光度是Ia或Iab的超巨星。一贯的距离估计预期它是颗亮的超巨星,但是伊巴谷卫星的是视差测量,其误差值和本身一样大,因此衍生的距离从355秒差距至4167秒差距[4]。这种模型的主要问题是伴星的性质,需要有与主星大约相似的质量,然而观测上它的性质却是颗B型的主序星。另一个可能是涉及两颗较低质量主序星的密近双星,或是一个更复杂的系统。

低质量的模型,是最近流行的公民天空专案,提出了主星是2-4 M渐近巨星分支恒星,所依据的是大多数的距离和量估计。这颗恒星在给定的质量上是异常的大和明亮的巨星,可能是非常高质量损失后的结果。若要与观测到的食和轨道资料相匹配,伴星是相当正常的B型主序星,质量大约是6倍的太阳质量,似乎嵌入一个厚厚的圆盘边缘。

轨道本身相当好确定[2],对我们倾斜约87度,主星和盘的距离大约是35天文单位[4](在高质量模型),这大约是从海王星太阳的距离[15]

可见的组合

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图集

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参考资料

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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 (英语). 
  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. 
  8. ^ Epsilon Aurigae 请检查|url=值 (帮助). sim-id. [2020-09-23]. 
  9. ^ VSX : Detail for eps Aur. www.aavso.org. [2020-09-23]. (原始内容存档于2017-08-13). 
  10. ^ Citizen Sky: The Star of Our Project. [25 August 2009]. (原始内容存档于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]. (原始内容存档于2008-02-25). 
  12. ^ Citizen Science: The International Year of Astronomy (PDF). International Year of Astronomy. American Astronomical Society. 2008 [13 January 2009]. (原始内容存档 (PDF)于2008-12-05). 
  13. ^ System Properties Table (Citizen Sky). (原始内容存档于2012-04-14). 
  14. ^ Centuries-Old Star Mystery Coming to a Close. NASA Spitzer Space Telescope. [2020-09-23]. (原始内容存档于2021-01-25) (英语). 
  15. ^ Uranus: Facts & Figures. Solar System Exploration. National Aeronautics and Space Administration. 2007 [3 January 2009]. (原始内容存档于2017-12-09). 

外部链接

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Capella and the Auriga constellation]

伴星

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名称 赤经 赤纬 视星等 (V) 光谱类型 参考数据库
ADS 3605 B (BD+43 1166B) 05h 01m 56.6s +43° 49' 08 14.0 Simbad页面存档备份,存于互联网档案馆
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