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| 観測データ エポック J2000.0 春分 J2000.0 ( ICRS ) | |
|---|---|
| 星座 | ぎょしゃ座 |
| 発音 | / kə ˈ pɛ lə / [ 1 ] |
| あ | |
| 赤経 | 05時16分41.35871秒[2] [注 1] |
| 偏角 | +45° 59′ 52.7693″ [2] [注 1] |
| 見かけの等級 （V） | +0.08 [3] (+0.03 – +0.16 [4] ) |
| H | |
| 赤経 | 05時間17分23.728秒[5] |
| 偏角 | +45° 50′ 22.97″ [5] |
| 見かけの等級 （V） | 10.16 [6] |
| ら | |
| 赤経 | 05時間17分23.943秒[7] |
| 偏角 | +45° 50′ 19.84″ [7] |
| 見かけの等級 （V） | 13.7 [8] |
| 特徴 | |
| あ | |
| スペクトル型 | G3III: [9] |
| U−B色指数 | +0.44 [3] |
| B−V色指数 | +0.80 [3] |
| V−R色指数 | −0.3 [3] |
| R−I色指数 | +0.44 [3] |
| 変数型 | RS CVn [10]（疑わしい[11]） |
| ああ | |
| 進化段階 | 赤い塊[12] |
| スペクトル型 | G8III [12] |
| アブ | |
| 進化段階 | 亜巨星[12] |
| スペクトル型 | G0III [12] |
| H | |
| 進化段階 | 主系列（赤色矮星）[13] |
| スペクトル型 | M2.5V [14] |
| U−B色指数 | 1.24 [15] |
| B−V色指数 | 1.50 [13] |
| R−I色指数 | 0.91 [13] |
| ら | |
| 進化段階 | 主系列（赤色矮星） |
| スペクトル型 | M4: [16] |
| 天体測量 | |
| あ | |
| 視線速度(R v ) | +29.9387 ± 0.0032 [12] km/s |
| 固有運動（μ） | RA: 75.52 [2] マス/年 十二月: −427.11 [2] マス/年 |
| 視差（π） | 76.20 ± 0.46 mas [2] |
| 距離 | 42.919 ± 0.049 光年 (13.159 ± 0.015 [12] pc ) |
| ああ | |
| 絶対等級 (M V ) | +0.296 [12] |
| アブ | |
| 絶対等級 (M V ) | +0.167 [12] |
| HL | |
| 視線速度(R v ) | 31.63 ± 0.14 [12] km/s |
| H | |
| 固有運動（μ） | RA: 88.57 [17] マス/年 12 月: −428.91 [17] マス/年 |
| 視差（π） | 74.9521 ± 0.0188 マス[18] |
| 距離 | 43.52 ± 0.01 光年 (13.342 ± 0.003 pc ) |
| 絶対等級 (M V ) | 9.53 [19] |
| ら | |
| 固有運動（μ） | RA: 54.1 [20] マス/年 12 月: −417.5 [20] マス/年 |
| 視差（π） | 75.1838 ± 0.0534 マス[21] |
| 距離 | 43.38 ± 0.03 光年 (13.301 ± 0.009 pc ) |
| 絶対等級 (M V ) | 13.1 [22] |
| 軌道[12] | |
| 主要な | ああ |
| 仲間 | アブ |
| 期間（P） | 104.02128 ± 0.00016日 |
| 半長径(a) | 0.056442 ± 0.000023 " （0.74272 ± 0.00069 AU ) |
| 偏心度（e） | 0.00089 ± 0.00011 |
| 傾斜（i） | 137.156 ± 0.046 ° |
| ノードの経度（Ω） | 40.522 ± 0.039 ° |
| 近点期 （T ） | 2,448,147.6 ± 2.6 ジャマイカドル |
| 近点引数（ω） （主） | 342.6 ± 9.0 ユーロ |
| 半振幅（K 1） （プライマリ） | 25.9611 ± 0.0044 km/秒 |
| 半振幅（K 2） （二次） | 26.860 ± 0.0017 km/s |
| 軌道[12] | |
| 主要な | H |
| 仲間 | ら |
| 期間（P） | 300年 |
| 半長径(a) | 3.5インチ （40AU [23 ] ) |
| 偏心度（e） | 0.75 |
| 傾斜（i） | 52° |
| ノードの経度（Ω） | 288° |
| 近点期 （T ） | 2,220 |
| 近点引数（ω） （二次） | 88° |
| 詳細[12] | |
| あ | |
| 金属度[Fe/H] | −0.04 ± 0.06 デックス |
| 年 | 590～650 ミル |
| ああ | |
| 質量 | 2.5687 ± 0.0074 メートル☉ |
| 半径 | 11.98 ± 0.57 ☉ |
| 光度（ボロメトリック） | 78.7 ± 4.2 L ☉ |
| 表面重力（log g） | 2.691 ± 0.041 cgs |
| 温度 | 4,970 ± 50 キロ |
| 回転 | 104 ± 3日 |
| 回転速度( v sin i ) | 4.1 ± 0.4 km/秒 |
| アブ | |
| 質量 | 2.4828 ± 0.0067 メートル☉ |
| 半径 | 8.83 ± 0.33 ☉ |
| 光度（ボロメトリック） | 72.7 ± 3.6 L ☉ |
| 表面重力（log g） | 2.941 ± 0.032 cgs |
| 温度 | 5,730 ± 60 キロ |
| 回転 | 8.5 ± 0.2 日 |
| 回転速度( v sin i ) | 35.0 ± 0.5 km/秒 |
| H | |
| 質量 | 0.57 [12] [23] メートル☉ |
| 半径 | 0.54 ± 0.03 [ 19] R☉ |
| 光度（ボロメトリック） | 0.05 [19 ] L☉ |
| 表面重力（log g） | 4.75 ± 0.05 cgs |
| 温度 | 3,700 ± 150 [19] K |
| 金属度[Fe/H] | +0.1 [19] デックス |
| ら | |
| 質量 | 0.53 [12] メートル☉ |
| その他の指定 | |
| A : GJ194 | |
| HL : GJ 195 [15] | |
| H : PPM 47938, G 96-29 , LTT 11622, NLTT 14788, 2MASS J05172386+4550229 [27] | |
| L : 2MASS J05172394+4550198 [28] | |
| データベース参照 | |
| シンバド | カペラ |
| カペラH | |
| カペラL | |
カペラは、ぎょしゃ座で最も明るい恒星です。バイエル名ではα Aurigaeで、ラテン語ではAlpha Aurigaeと表記され、略してAlpha Aurまたはα Aurと表記されます。カペラは夜空で6 番目に明るい恒星で、北半球ではアークトゥルスとベガに次いで3 番目に明るい恒星です。北半球の冬の空で目立つ天体で、北緯44 度以北では周極星となります。ラテン語で「小ヤギ」を意味するカペラという名前は、古典神話でゼウスに乳を飲ませたヤギのアマルテアを象徴しています。カペラは太陽から 42.9光年(13.2 パーセク)と比較的近い距離にあります。全天で最も明るいX 線源の 1 つで、主にカペラ Aa の コロナから来ていると考えられています。
カペラは肉眼では一つの星のように見えますが、実際にはカペラAa、カペラAb、カペラH、カペラLの4連星系で、2つの連星系で構成されています。主星であるカペラAaとカペラAbは、明るい黄色の巨星で、質量は太陽の約2.5倍です。副星であるカペラHとカペラLは、1つ目から約10,000天文単位（AU）[注 2]離れており、暗く小さく、比較的温度の低い赤色矮星です。
カペラAaとカペラAbは中心核の水素を使い果たし、冷却と膨張を経て主系列から外れた。これらは約0.74AU離れた非常に狭い円軌道上にあり、104日周期で互いの周りを回っている。カペラAaは2つのうちより冷たくより明るい方で、スペクトル型はK0IIIである。その明るさは太陽の78.7 ± 4.2倍、半径は太陽の11.98 ± 0.57倍である。老化が進む赤色巨星で、中心核でヘリウムを核融合して炭素と酸素を生成している。カペラAbはやや小さく高温で、スペクトル型はG1IIIである。明るさは太陽の72.7 ± 3.6倍、半径は太陽の8.83 ± 0.33倍である。カペラAbはヘルツシュプルングの隙間にあり、膨張して冷却し、赤色巨星になる短い準巨星進化段階に相当します。同じ視野内にある他のいくつかの星は伴星としてカタログ化されていますが、物理的には無関係です。
命名法
ぎょしゃ座α星（ラテン語表記はAlpha Aurigae）は、この恒星系のバイエル名である。フラムスティードの13 Aurigaeという名称もある。複数の恒星カタログでは、ADS 3841、CCDM J05168+4559、WDS J05167+4600として記載されている。比較的近い恒星系として、カペラはグリーゼ・ヤライス・カタログに、明るい巨星のペアにはGJ 194、暗い赤色矮星のペアにはGJ 195という名称で記載されている。
カペラという伝統的な名前はラテン語で（小さな）雌ヤギを意味し、古典時代には別名カプラがより一般的に使用されていました。 [29]これは、ギリシャ語の星名Aἴξ（aix）の翻訳で、「ヤギ」を意味します。ヤギを意味するギリシャ語の語音（aἴξ）がエーゲ海の名前の音に似ているため、この星は気象規則や季節風の方向を決定するために使用されてきました。[30] 2016年、国際天文学連合は星の名前に関する作業部会（WGSN）[31]を組織し、星の固有名をカタログ化し標準化しました。2016年7月のWGSNの最初の速報[32]には、WGSNによって承認された最初の2つのバッチの名前の表が含まれていました。この星にはカペラが含まれていました。現在、IAU星名カタログにそのように記載されています。[33]星名カタログでは、カペラはぎ座α星Aaに適用されると記載されています。[34]
観察履歴
カペラは21万年前から16万年前まで夜空で最も明るい星で、見かけの等級は約-1.8でした。この時期以前はアルデバランが最も明るく、-1.1でした。アルデバランとカペラは空でかなり近い位置にあり、当時は北極星に近い位置でした。 [35]
カペラは紀元前20世紀のアッカド語の碑文に記されていると考えられている。 [36]ヤギに関連した象徴は、メソポタミアにまで遡り、紀元前7世紀の文書MUL.APINに「GAM」、「Gamlum」、または「MUL.GAM」と呼ばれる星座として記されている。GAMは三日月刀または杖を表し、星単体またはぎょしゃ座全体を表していた可能性がある。後に、ベドウィンの天文学者は動物の群れである星座を作った。各星は1匹の動物を表していた。ぎょしゃ座の星はヤギの群れを構成しており、この関係はギリシャ神話にも見られる。[37]英語文学では羊飼いの星と呼ばれることもある。 [38]古代ではカペラは雨の前兆とみなされていた。[39]
メキシコのオアハカ州にあるプレコロンブス期の遺跡モンテ・アルバンのJ棟は、紀元前275年頃に、複合施設内の他の建造物とは異なる方向に建てられた。その階段は、当時のカペラの昇り口に対して垂直に並んでおり、そのため、建物の出入り口から外を眺める人は、カペラを正面から見ていたことになる。カペラが太陽の昇り口となったのは、太陽がモンテ・アルバンの真上を通過してから1日以内に起こったため、重要である。[40]
複数のステータス
リック天文台のウィリアム・ウォレス・キャンベル教授は、1899年に分光観測に基づいてカペラが連星系であると発表した。キャンベル教授は、1896年8月から1897年2月にかけて撮影された写真乾板に、最初のスペクトルの上に2番目のスペクトルが重なって現れ、 9月と10月には紫色に、 11月と2月には赤色にドップラー効果があったことを指摘し、各構成要素が地球に近づいたり遠ざかったりしている（したがって互いの周りを回っている）ことを示していた。 [41] [42]ほぼ同時に、イギリスの天文学者ヒュー・ニューオールは、1899年7月にケンブリッジの25インチ（64 cm）望遠鏡に取り付けられた4つのプリズム分光器でその合成スペクトルを観測し、連星系であると結論付けた。[43]
多くの観測者が構成星の識別を試みたが成功しなかった。[44]「干渉計の友」として知られるカペラは、 1919年にマウント・ウィルソン天文台のジョン・アンダーソンとフランシス・ピーズによって初めて干渉法で解像され、1920年に彼らの観測に基づく軌道が発表された。[45] [46]これは太陽系外の物体に対する最初の干渉測定であった。[47]高精度の軌道は、やはりマウント・ウィルソン天文台のマークIII恒星干渉計による観測に基づき、1994年に発表された。[48]カペラは、 1995年9月にケンブリッジ光学開口合成望遠鏡によって撮影され、独立した要素を持つ光学干渉計で撮影された最初の天体となった。 [49]
1914年、フィンランドの天文学者ラグナル・フルイェルムは、分光連星に微かな伴星があることを観測した。その伴星の固有運動は分光連星の運動と似ていたため、おそらく物理的に分光連星に結びついていたと思われる。[50] 1936年2月、カール・L・スターンズは、この伴星が二重星のように見えることを観測した。 [51]これは同年9月にジェラルド・カイパーによって確認された。このペアはカペラHとカペラLと名付けられている。[52]
X線源
1962年9月20日と1963年3月15日の2回のエアロビーハイロケット飛行で、ぎょしゃ座のRA 05 h 09 m Dec +45°にカペラと特定されたX線源が検出され、確認された。 [53]恒星X線天文学における大きな節目は、1974年4月5日に起こった。カペラからの当時最強のX線放射が検出され、太陽のX線輝度の10,000倍以上と測定された。 [55]その日のロケット飛行では、スターセンサーがペイロード軸をカペラに向けたときに、姿勢制御システムを短時間較正した。この期間中、スターセンサーと共線に配置されたX線反射システムによって、0.2～1.6 keVの範囲のX線が検出されました。[55]
X線輝度（L x）は約10 24 W（10 31 erg s −1）で、太陽のX線輝度より4桁高い。[55]カペラのX線は主に最も重い星のコロナから来ていると考えられている。 [56]カペラはROSATのX線源1RXS J051642.2+460001である。HEAO 1を使用したカペラの最初のコロナX線スペクトルから得られたカペラのコロナの高温は、自由に流れるコロナ風でない限り、磁気閉じ込めを必要とする。[57]
観察
カペラは平均視等級が+0.08で、ぎょしゃ座 で最も明るい天体であり、夜空では6番目に明るい恒星、北天半球では3番目に明るい恒星（アークトゥルスとベガに次ぐ）、北緯40度から肉眼で見える星の中では4番目に明るい恒星である。色は濃い黄白色だが、日中に望遠鏡で観測すると青空とのコントラストにより黄色がよりはっきりと見える。[58]
カペラは、他のどの一等星よりも北天の極に近い。[59] [注 3]カペラは北緯44度より南では実際には見えないほどの赤緯で、これにはニュージーランド、アルゼンチン、チリの最南端、およびフォークランド諸島が含まれる。逆に北緯44度より北では周極星であり、イギリスとカナダの全域（オンタリオ州南部の一部を除く）、ヨーロッパの大半、およびアメリカ合衆国本土の最北端では、この星は決して沈まない。カペラとベガは極の反対側にあり、極からほぼ同じ距離にあるため、2つの星を結ぶ仮想線は北極星をほぼ通過する。[60]カペラはオリオン座のベルトと北極星の中間に見える。12月初旬の真夜中に夜空で最も高く見え、北の冬の空の目立つ星とみなされている。[61]
カペラの南西数度には、ぎょしゃ座イプシロン星、ぎょしゃ座ゼータ星、ぎょしゃ座イータ星の3つの星があり、最後の2つは「キッズ」またはハエディ星として知られています。この4つの星は空によく知られたパターン、つまりアステリズムを形成しています。 [62]
距離
ヒッパルコス衛星によって測定された年間76.20ミリ秒角の視差シフト(誤差範囲 0.46 ミリ秒角)に基づくと、この系は地球から 42.8光年(13.12パーセク)離れており、誤差範囲は 0.3 光年 (0.09 パーセク) であると推定されます。[2]距離を決定する別の方法は、軌道視差を使用することです。これを使用すると、距離は 42.92 光年 (13.159 パーセク) となり、誤差範囲はわずか 0.1% です。[12]カペラは、過去には太陽系に少し近かったと推定されており、約 237,000 年前に 29 光年以内の距離を通過しました。[63]この距離では、見かけの等級は -0.82 で、現在のカノープスに匹敵します。[64]
1960年の論文で、アメリカの天文学者オリン・J・エッゲンは、カペラの固有運動と視差を分析し、カペラはヒアデス星団と同じ方向に動く恒星のグループであるヒアデス星団移動グループのメンバーであると結論付けた。このグループのメンバーは年齢が似ており、太陽の約2.5倍の質量を持つものは中心核の水素貯蔵を使い果たして主系列から外れ、膨張して赤色巨星に冷却している。[3] [65]
恒星系
カペラから数分角以内には複数の恒星があり、そのいくつかはさまざまな多重星カタログで伴星として記載されている。ワシントン二重星カタログには、A、B、C、D、E、F、G、H、I、L、M、N、O、P、Q、Rの要素が記載されており、Aは肉眼で見える恒星である。そのほとんどは視線上の伴星であるが[66] 、近い赤色矮星のペアであるHとLは明るい要素Aと同じ距離にあり、一緒に宇宙を移動している。[67]カペラA自体は、 AaとAbの要素を持つ分光連星であり、どちらも巨星である。この巨星のペアは、赤色矮星のペアから723 "離れている。[12]
アメリカの天文学者ロバート・バーナム・ジュニアは、カペラAを直径13インチと7インチの球体で表し、10フィート離したスケールモデルを作成した。赤色矮星はそれぞれ直径0.7インチで、420フィート離した。このスケールでは、2つのペアは21マイル離れている。[68]
カペラA
カペラAは、2つの黄色の進化した恒星で構成されており、104.02128 ± 0.00016日ごとに互いの周りを公転し、半径は1億1111万km（0.74272 ± 0.00069 AU）で、金星と太陽の間の距離とほぼ同じです。このペアは食連星ではありません。つまり、地球から見ると、どちらの星ももう一方の星の前を通過しません。軌道は非常に正確にわかっており、直接測定されたものよりもはるかに高い精度で軌道視差を導き出すために使用できます。主星が赤色巨星の段階であっても、どちらかの星のロッシュローブが満たされ、何らかの重要な質量移動が発生するほど、星同士は近づきすぎていません。[12]
現代の慣習では、より明るく冷たい恒星をAa成分と呼び、そのスペクトル型は通常G2とK0の間で測定されている。より熱い伴星Abには、後期（冷たい）F型や前期（暖かい）G型の様々なスペクトル型が与えられている。2つの星のMKスペクトル型は何度も測定されており、両方とも一貫して巨星を示す光度クラスIIIが割り当てられている。[69]合成スペクトルは、主星の吸収線がより鋭いため、主星によって支配されているように見え、伴星からの線は、その急速な自転により広がり、ぼやけている。[44]合成スペクトルクラスはおよそG3IIIとされているが、より冷たい成分による特徴が具体的に言及されている。[9]最も最近発表された具体的な型はK0IIIとG1IIIであるが、[70] Bright Star Catalogue [3]のG5IIIe + G0IIIやEggenのG8III + G0IIIなど、古い値も依然として広く引用されている。[65]文脈が明らかな場合、これら2つの要素はAとBと呼ばれています。[71]
2つの構成星の個々の見かけの等級を直接測定することはできませんが、それらの相対的な明るさはさまざまな波長で測定されています。可視光スペクトルでは、それらはほぼ同等の明るさを持ち、より高温の二次成分は一般的に数十分の1等級明るいことが分かっています。[12] 2016年の測定では、波長700nmでの2つの星の等級差は0.00±0.1でした。[72]
2 つの星の物理的特性は、高精度で決定できます。質量は軌道解から直接求められ、Aa は 2.5687 ± 0.0074 M ☉、Ab は 2.4828 ± 0.0067 M ☉です。角半径は直接測定されており、非常に正確な距離と組み合わせると、 Aa と Ab に対してそれぞれ11.98 ± 0.57 R ☉と 8.83 ± 0.33 R ☉となります。表面温度は、観測スペクトルと合成スペクトルの比較、角直径と明るさの直接測定、観測色指数に対する較正、および高解像度スペクトルの分離によって計算できます。これら 4 つの方法の加重平均は、Aa の場合は 4,970 ± 50 K、Ab の場合は 5,730 ± 60 K となります。これらの恒星の放射輝度は、見かけの等級と放射補正から最も正確に導き出されますが、恒星の温度と半径から計算して確認されています。Aaは太陽の78.7±4.2倍の明るさで、Abは72.7±3.6倍の明るさです。そのため、主成分として定義された恒星は、すべての波長を考慮するとより明るくなりますが、可視波長ではわずかに暗くなります。[12]
年齢は5億9000万年から6億5000万年と推定され、[12]主系列星の寿命の間はベガと同様にスペクトルクラスAの高温端にあったと考えられる。現在では中心核の水素を使い果たして主系列から外れ、外層が膨張して冷却している。[73]巨星の光度クラスにもかかわらず、二次成分はヘルツシュプルング・ラッセル図のヘルツシュプルングギャップ内に非常に明確にあり、赤色巨星枝に向かって膨張して冷却しており、進化の観点からは準巨星となっている。より質量の大きい主星は、最大半径が太陽の36～38倍に達したときにすでにこの段階を通過している。現在は赤色塊星であり、中心核でヘリウムを炭素と酸素に融合しているが、質量の小さい星ではまだこのプロセスが始まっていない。詳細な分析によると、この段階の終わりに近づいており、再び膨張し始めており、漸近巨星枝につながることがわかっている。同位体の存在量[注4]と自転速度は、この2つの恒星の進化の違いを裏付けています。重元素の存在量は太陽とほぼ同等であり、全体的な金属量は太陽よりもわずかに少ないです。[44]
各恒星の自転周期は、スペクトル線のドップラーシフトの周期的な変化を観測することで測定できます。2つの恒星の絶対的な自転速度は、傾斜角、自転周期、サイズからわかりますが、スペクトル線のドップラー広がりを使用して測定された投影赤道回転速度が標準的な尺度であり、これが一般的に引用されています。[44]カペラAaの投影自転速度は毎秒4.1 ± 0.4 kmで、1回転するのに104 ± 3日かかります。一方、カペラAbは毎秒35.0 ± 0.5 kmとはるかに速く回転し、わずか8.5 ± 0.2日で1回転します。すべての恒星では、膨張して巨星になると自転ブレーキがかかり、連星も潮汐ブレーキを受けます。カペラAaは、公転周期に固定されるまで減速しているが、理論上は高速で自転する主系列A星の開始点からはまだより速く自転しているはずであると予測されている。[12]
カペラは長い間、わずかに変光するのではないかと疑われてきた。その振幅は約 0.1 等級なので、同様に変光するリゲル、ベテルギウス、ベガよりも明るくなったり暗くなったりすることがある。この系は、RS カヌム・ベナティコルム変光星[10]に分類されているが、これは活発な彩層を持ち巨大な黒点を引き起こす連星の一種だが、変光星総合カタログでは依然として疑わしい変光星としてしか記載されていない。[11] RS CVn 系としては珍しく、より高温の恒星であるカペラ Ab の方が、ヘルツシュプルングギャップ (角運動量を変化させ対流層を深めている段階) に位置しているため、より活発な大気を持っている。[71]
これらの恒星は活発な大気と近い距離にあるため、天空で最も明るいX線源の一つとなっている。しかし、X線放射は安定したコロナ構造によるものであり、噴火活動によるものではない。太陽よりも大きく、数百万ケルビンの温度を持つコロナループが、X線の大部分を占めていると考えられる。[74]
カペラHL
カペラの7番目の伴星であるH成分は、明るい主星と物理的に結びついています。これは赤色矮星で、G型巨星のペアから約1.5km離れたところにあります。約10,000 AUである。[67]この星にはさらに暗い赤色矮星が近くにあり、1935年に発見されたときの距離は1.8″だった。二重星カタログではL成分である。2015年には距離は3.5″に増加し、発見から80年後に暫定的な軌道パラメータを導出するのに十分であった。 [12] [75]近傍星のグリーゼ・ヤライスカタログでは、この連星系をGJ 195と指定している。2つの成分は個別にGJ 195 AとBと呼ばれている。[15]
2つの星は、赤外線波長ではその差がはるかに小さいものの、視等級で3.5等級（ガイア探査機の通過帯域では2.3等級）の差があると報告されています。これは予想外のことで、さらに見えない伴星が存在する可能性を示唆しています。[12]
恒星の質量は原理的には軌道運動から決定できるが、軌道の不確実性により結果は大きく異なる。1975年には、離心率の高い388年の軌道で0.65 M ☉と0.13 M ☉の質量が得られた。[75] 2015年に発表されたより小さな円軌道では300年の軌道が示され、赤外線等級に基づいてGJ 195 AとBの質量はそれぞれ0.57 M ☉と0.53 M ☉と制限された。[12]
ビジュアルコンパニオン
カペラHの前にカペラの視覚的な伴星が6つ発見されており、一般的にはカペラBからGとしてのみ知られています。いずれもカペラと物理的に関連しているとは考えられていませんが、空ではいずれもHLペアよりも近くに見えます。[68]
F成分はTYC 3358-3142-1としても知られています。OB星のカタログでは遠方の明るい星として含まれていますが、スペクトル型はK型[76]として記載されています。 [77]
G成分はBD+45 1076で、スペクトル型はF0、[76]、距離は401光年（123パーセク）である。[78]チャンドラ観測によりガイドスターカタログの可変メンバーとして特定されているが、どのような種類の変動であるかは不明である。[79]活動コロナを持つX線源であることが知られている。[78]
カペラの伴星として、他にもいくつかの星がカタログ化されている。[26]構成要素 I、Q、R はそれぞれ 92″、133″、134″ の距離にある 13 等星である。[80] V538 Aurigaeとその近くの伴星 HD 233153 は、カペラから 10 度離れた赤色矮星である。両者の宇宙運動は非常に似ているが、わずかな違いがあるため、これは単なる偶然である可能性がある。[81]カペラ HL フィールドでスペックル画像化によって、このペアから約 10″ 離れた 2 つの暗い星が発見された。これらはカペラ O と P としてカタログ化されている。これらが物理的に赤色矮星連星と関連しているかどうかは不明である。[82]
語源と文化
カペラは伝統的に、星座の名を冠した御者の左肩、または2世紀の天文学者プトレマイオスの『アルマゲスト』によれば、御者が背負っている山羊の左肩を表している。バイエルの1603年の著作『ウラノメトリア』では、カペラは御者の背中を表している。[83] 3つのハエディ星座は、大プリニウスとマニリウスによって別の星座であるとされ、カプラ、カペル、ヒルクスと呼ばれていたが、これらはすべて「山羊の星」としての地位に関連している。[39] プトレマイオスは、 2世紀の『アルマゲスト』で、御者と山羊を統合した。[84]
ギリシャ神話では、この星はゼウスに乳を飲ませたヤギのアマルテアを表していた。このヤギの角はゼウスによって誤って折られた後、所有者が望むものを何でも詰め込むことができる豊穣の角、つまり「豊穣の角」に変わった。 [36]アマルテアと関連付けられることが最も多いが、カペラはアマルテアの所有者であるニンフと関連付けられることもある。ニンフの神話によると、ゴルゴンに似たヤギの醜い外見は、ゼウスがヤギの皮を剥いでそれを自分の盾として身に着けた後、ティターン族の敗北の一因となったとされている。[85]
中世の記録では、この星はAlhajoth ( Alhaior、Althaiot、Alhaiset、Alhatod、Alhojet、Alanac、Alanat、Aliocとも綴られる) という珍しい名前をもっていたが、これは (特に最後の部分は) アラビア語名العيوق、al- c ayyūqが訛ったものと考えられる。[86] c Ayyūq はアラビア語では明確な意味を持たないが、[87]ギリシャ語の αίξ aiks (ヤギ)のアラビア語化された形である可能性がある。現代ギリシャ語の Αίγα Aiga (ヤギの女性形) を参照。[86]ネゲブとシナイのベドウィンには、プレアデス星団の位置を指し示す役割から、Capella al-'Ayyūq ath-Thurayyā「プレアデスのカペラ」と呼ばれている。[88]アラビア語での別名はギリシャ語の翻訳で「運転手」を意味するアル・ラーキブである。 [86]
古代バルト人にとって、カペラはペルクノ・オシュカ「雷の山羊」、またはティクティスとして知られていました。[89]逆に、スラヴ系マケドニアの民間伝承では、カペラはヤストレブ「鷹」であり、高く飛び、母鶏（プレアデス）と雄鶏（ナス）に襲い掛かる準備ができていました。[90]
占星術的には、カペラは市民と軍の 名誉と富の前兆である。[38]中世では、石のサファイアと植物のホアハウンド、ミント、ヨモギ、マンドレイクを属性とするベヘン星座と考えられていた。コルネリウス・アグリッパは、カバラの星座をヒルカス（ラテン語でヤギ）という名前でリストした。[91] [92]
ヒンドゥー教の神話では、カペラはブラフマー神の心臓、ブラフマー・フリダヤとみなされていた。[38]伝統的な中国天文学では、カペラは五車（Wŭ chē ; 英語：Five Chariots ）の星座 の一部であり、カペラはぎょしゃ座ベータ星、ぎょしゃ座シータ星、ぎょしゃ座イオタ星、そしておうし座ベータ星とともに構成されていた。[93] [94]この星座の2番目の星であったため、中国名は五車二（Wŭ chē èr ; 英語：Second of the Five Chariots）である。 [95]
ケチュア語ではコルサとして知られており、[38]インカ人はこの星を高く評価していた。[96]ハワイ人はカペラを、海での航海に役立つ星座Ke ka o Makali'i (「マカリイのカヌーの水汲み係」)の一部とみなしていた。ホクレイ(「星の輪」) と呼ばれたカペラは、プロキオン、シリウス、カストル、ポルックスとともにこの星座を形成した。[25]タヒチの民間伝承では、カペラはタヒアリイであり、ファアヌイ(ぎょしゃ座) の妻で、カヌーで空を航海するタウルア王子(金星)の母であった。 [97]イヌイットの天文学では、カペラはメンカリナン（ぎょしゃ座ベータ）、ポルックス（ふたご座ベータ）、カストル（ふたご座アルファ）とともにクトゥルジュク（鎖骨）座を形成し、2組の星はそれぞれ骨を表している。夜間の航海や時間計測に使われたこの星座は、アラスカから西グリーンランドにかけて認識されていた。[98]グウィッチン族は、カペラとメンカリナンがシュリーツ・イ・イ・ヴィッゼー（極を周回する大きな星座ヤフディの右耳）を形成しているのを見た。ヤフディは夜空の大部分を覆い、その向きが航海や時間計測を容易にした。[99]
ビクトリア州のブーロン族のオーストラリアのアボリジニ神話では、カペラは近くにいた双子座の双子、ユリー(カストル) とワンジェル(ポルックス)に追われ殺されたカンガルーのプラでした。[100]オーストラリア北部のウォーダマン族は、この星をバラマンディのグワンバ(アルデバラン)に関連する儀式用の魚の鱗であるヤガラルとして知っていました。[101]
同名人物
- カペラは、ネクタリス海の北にある月のクレーターで、星にちなんで名付けられたものではない。
- USS カペラ （AK-13）とUSNSカペラ（T-AKR-293）、どちらもアメリカ海軍の艦艇
- マツダ カペラは、マツダが製造する自動車のモデルである。
参照
注記
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