ぎょしゃ座イプシロン星

ぎょしゃ座イプシロン星

ぎょしゃ座ε星の位置（丸で囲んだ部分）
観測データ エポックJ2000      エキノックスJ2000
星座	ぎょしゃ座
赤経	05時間01分58.129秒[1]
偏角	+43° 49′ 23.87″ [1]
見かけの等級 （V）	2.92 - 3.83 [2]
特徴
スペクトル型	F0 Iab（またはII-III [3]）+ ~B5V
U−B色指数	+0.30 [4]
B−V色指数	+0.54 [4]
変数型	アルゴル[5]
天体測量
視線速度(R v )	−10.40 [6]  km/s
固有運動（μ）	ラ: −0.86 ± 1.38 [1] マス/年 12 月: −2.66 ± 0.75 [1] マス/年
視差（π）	0.9879 ± 0.1792 マス[7]
距離	2,000–4,800 光年 （600–1,500 パーセンタイル）[8]
絶対等級 (M V )	-9.1 [9]
軌道[10]
期間（P）	9 896 .0 ± 1.6日
半長径(a)	18.1+1.2 −1.3[3] オーストラリア
偏心度（e）	0.227 ± 0.011
傾斜（i）	89 [3] °
ノードの経度（Ω）	264°
近点期 （T ）	MJD 34 723 ± 80
近点引数（ω） （二次）	39.2 ± 3.4 °
半振幅（K 1） （プライマリ）	13.84 ± 0.23 km/s
詳細
ε アウル A
質量	2.2-15 [11] ム☉
半径	143 – 358 [8]  R ☉
光度（ボロメトリック）	37,875 [12]  L ☉
表面重力（log  g）	≲ 1.0 [3]  cgs
温度	7,750 [3]  K
回転速度( v  sin  i )	54 [13]  km/s
ε アウル B
質量	6 – 14 [11] 男☉
半径	3.9 ± 0.4 [3  ] R☉
表面重力（log  g）	4.0 [3]  CG
温度	15,000 [3]  K
その他の指定
アルマーズ、アル アンツ、ε Aur、7 Aur、BD +43°1166、FK5  183、HD  31964、HIP  23416、HR  1605、SAO  39955 [14]
データソース:
ヒッパルコスカタログ、 ブライトスターカタログ（第5改訂版）、 第9分光連星軌道カタログ、 変光星インデックス（VSX）
データベース参照
シンバド	データ

ぎょしゃ座イプシロン星（ε Aurigae、略称はイプシロン・アウル、ε Aur）は、北のぎょしゃ座にある多重星系である。これは、F0 超巨星（正式名称はアルマーズ / æ l ˈ m ɑː z /、この系の伝統的な名称）と、未知の物体を周回する巨大な暗黒円盤であると一般に考えられている伴星からなる珍しい食連星系であり、おそらく 2 つの小さなB 型星の連星系である。この系までの距離は依然として議論の対象となっているが、ガイア宇宙船のデータによると、その距離は約 地球から3,300光年。

ぎょしゃ座イプシロン星は、1821年にドイツの天文学者ヨハン・ハインリヒ・フリッチュが観測した際に初めて変光星であると疑われました。その後、エドゥアルト・ハイスとフリードリヒ・ヴィルヘルム・アルゲランダーが観測し、フリッチュの当初の疑いが強まり、この星に注目が集まりました。しかし、ハンス・ルーデンドルフが初めてこの星を詳細に研究しました。彼の研究により、この星系は食連星変光星、つまりパートナーが自分の光を遮ると暗くなる星であることが明らかになりました。

約 27 年ごとに、ぎょしゃ座イプシロン星の明るさは、見かけの視等級+2.92 から +3.83 に低下します。この減光は 640 ～ 730 日間続きます。この日食に加えて、この星系には約 66 日の不規則な周期の低振幅脈動もあります。

ぎょしゃ座イプシロン星の食伴星は、その大きさの天体としては期待されるほどの光を発していないため、多くの議論の対象となってきた。2008 年現在、この伴星の最も一般的なモデルは、巨大な不透明な塵の円盤に囲まれた連星系である。この天体が巨大な半透明の恒星またはブラックホールであると推測する理論は、その後却下された。

ぎょしゃ座ε星（ラテン語表記はEpsilon Aurigae）は、この星系のバイエル名である。また、フラムスティード名では 7 Aurigaeである。複数の星のカタログでは、 ADS 3605 A、CCDM J05020+4350A、WDS J05020+4349Aとして記載されている。

リチャード・ヒンクリー・アレンは、オックスフォード大学の学者トーマス・ハイドが1665年にウルグ・ベクのカタログを翻訳した際に、伝統的な名前であるアルマーズを記録したと報告している。ハイドは、この名前をアラビア語のアル・マーズ（雄ヤギ）と同一視しており、これは星の名前カペラ（ラテン語で「雌ヤギ」）に対応している。アレンの綴りは、複数形のアル・マーズ（ヤギ）に相当する。アレンはまた、中世ペルシャの天文学者ザカリヤ・アル・カズウィニーがこれをアル・アンズとして知っていたと報告している。^{[15]プトレマイオスは『}アルマゲスト』の中で、この星は戦車の御者の左肘の位置にあったと述べている。^[16]

2016年、国際天文学連合は恒星名作業部会（WGSN ^[17]）を組織し、恒星の固有名をカタログ化し標準化した。多重星系のメンバーに関連し、構成要素の文字（ワシントン二重星カタログなど）が明示的に記載されていない場合、WGSNでは、その名前は視覚的な明るさで最も明るい構成要素に付けられたものと理解されるべきであるとしている。^[18] WGSNは、2017年2月1日にこのシステムの最も明るい構成要素にアルマーズという名前を承認し、現在はIAU承認の恒星名リストに含まれている。^[19]

中国語では、「柱」を意味する柱( Zhù )は、ぎょしゃ座イプシロン、ぎょしゃ座ゼータ座、ぎょしゃ座イータ座、ぎょしゃ座ウプシロン座、ぎょしゃ座ニュー座、ぎょしゃ座タウ座、ぎょしゃ座カイ座、およびぎょしゃ座第26座からなるアステリズムを指します。^{[20] [21]}したがって、ぎょしゃ座イプシロン自体の中国語名は柱一( Zhù yī、「柱の一番星」) です。^[22]

この星は肉眼で簡単に見えるが、ヨハン・フリッチュの1821年の観測によると、彼がこの星系が変光星であることに最初に気づいた人物である。最終的に、1842年から1848年にかけて、ドイツの数学者エドゥアルト・ハイスとプロイセンの天文学者フリードリヒ・ヴィルヘルム・アルゲランダーが数年に一度この星の観測を始めた。ハイスとアルゲランダーの両データから、1847年までにこの星は著しく暗くなっていたことが明らかになり、その時点で両氏の注目を一身に集めた。ぎょしゃ座イプシロン星は著しく明るくなり、翌年9月には「通常」の状態に戻った。^[23]注目が高まるにつれて、より多くのデータが収集された。観測データから、ぎょしゃ座イプシロン星は長期間にわたって変化するだけでなく、短期的な明るさの変動も経験していることが明らかになった。その後の日食は1874年から1875年にかけて、そしてほぼ30年後の1901年から1902年にかけても発生しました。^[23]

同じくぎょしゃ座イプシロン星を観測していたハンス・ルーデンドルフは、この星の詳細な研究を初めて行った人物である。1904年、彼は『天文ニュース』誌に「ぎょしゃ座イプシロン星の光の変化の調査」と題する論文を発表し、この星がアルゴル変光星であり食連星であると示唆した。^[23]

1937年に天文学者のジェラルド・カイパー、オットー・シュトルーベ、ベンクト・ストロームグレンが提唱した最初の仮説では、ぎょしゃ座イプシロン星はF2型超巨星と、伴星を完全に覆い隠す極めて低温の「半透明」な恒星を含む連星系であると示唆されていた。しかし、食星は、食される伴星が発する光を散乱させ、その結果、観測された等級の減少をもたらす。散乱光は地球上で肉眼で見える恒星として検出されるが、この光は大幅に暗くなる。1940年、セルゲイ・ガポシュキンは、半透明の恒星の半径を約2,400  R _☉と推定し、これは知られている最大の恒星となる。仮説上の恒星の半径の他の推定値は、3,000 R _☉と高かった 。^[24]しかし、1954年にガポシュキンは、より明るく大きな成分の半径について、 黄色超巨星（最大の黄色極超巨星候補であるHR 5171に匹敵する）については1,280 R _☉、暫定的なより暗い成分については512  R _☉という異なる推定値を与えた。^[25]

1961年、イタリアの天体物理学者マルゲリータ・ハックは、1955年から1957年にかけての日食を観測した後、この伴星は物質の殻に囲まれた高温の星であり、これが日食の原因であると提唱した。^[26]

天文学者の黄蘇淑は1965年にカイパー・ストルーベ・ストレームグレンモデルの欠陥を概説した論文を発表し、伴星は地球から見て真横にある大きな円盤系であると提唱した。ロバート・ウィルソンは1971年に、円盤に「中央開口部」があり、これが日食の途中でこの系が突然明るくなった理由である可能性を提唱した。2005年、この系は遠紫外線分光探査機（FUSE）によって紫外線で観測された。この恒星系は中性子星連星系サーキヌスX-1やブラックホール連星系白鳥座X-1などの天体の特徴的な速度でエネルギーを放出していなかったため、円盤の中心を占める天体はそのようなものではないと予想された。対照的に、新しい仮説では、中心天体は実際にはB5型星であると示唆されている。^{[23] [27]}

天文学者アラスター・GW・キャメロンとリチャード・ストザーズによる別の仮説では、ぎょしゃ座イプシロン星Aの伴星はブラックホールであり、地球から検出される赤外線を放出する事象の地平線を迂回する夕暮れの雲から固体粒子を飲み込んでいるとしている。^[28]この仮説はその後、時代遅れとみなされ、破棄された。

ぎょしゃ座イプシロン星は、国際天文年2009年から2011年にかけて観測対象とされ、この3年間は最新の日食と重なっていた。^[29]

ぎょしゃ座イプシロン星系の性質は不明である。この星系は、少なくとも2つの構成要素から成り、27年ごとに異常な平底暗化を伴う周期的な食を起こすことが長い間知られてきた。非常に大きな拡散星、ブラックホール、奇妙なドーナツ形の円盤といった初期の説明はもはや受け入れられていない。現在、観測された既知の特徴を説明できる主な説明は2つある。主星が約15  M _☉の黄色超巨星であるという高質量モデルと、主星が約2 M _☉で、より明るさの劣る進化した星であるという低質量モデルである 。 ^[11]

高質量モデルのバリエーションは常に人気がある。なぜなら、主星は外見上は大型の超巨星だからである。分光学的には、それは光度クラスIaまたはIabの早期Fまたは後期Aである。距離の推定値は、明るい超巨星に期待される光度に一貫してつながるが、距離の公表値には大きなばらつきがある。ヒッパルコス視差測定には値自体と同じくらい大きな誤差があるため、導出された距離は355から4,167 パーセクの範囲になる可能性が高い。^[11] Gaia Data Release 2視差はいくらか正確で、距離は1,350 ± 350 光年で、他の方法による推定値の下限に近い。^[1] Gaia Data Release 3では、 1,062パーセク、つまり3,460光年というより高い距離が示唆されている。^[30]高質量モデルの主な問題は、伴星の性質である。既知の質量関数では、伴星は主星と同等の質量を持つことが要求されるが、これはB型主系列星として現れる観測結果とは矛盾している。伴星は、2つの低質量主系列星を含む近接連星であるか、より複雑なシステムである可能性がある。^[3]

シチズン・スカイ・プロジェクトによって普及した低質量モデルでは、主星は2～4 M _☉の 漸近巨星分枝の進化した星であると提唱されている。これは、ほとんどの観測よりも低い距離と光度の推定に依存している。この星は、与えられた質量に対して異常に大きく明るい巨星であり、おそらく非常に大きな質量損失の結果として生じる。観測された日食と軌道データと一致するように、伴星は、ほぼ真横から見た厚い円盤に埋め込まれた約6  M _☉のかなり普通のB主系列星である。^[3]

軌道自体は現在かなり正確に決定されており、^[3]地球に対して87度以上傾いています。主星と副星は約35 AU離れています（高質量モデルの場合）^{[11] 。これは、}太陽から海王星までの距離よりも遠いです。^[31]低質量モデルでは、その距離はわずか18 AUです。^[3]

目に見える部分であるぎょしゃ座イプシロンAは、スペクトルクラスF0に属する半規則的な脈動する後漸近巨星分枝星である。^[23]このF型星は太陽の37,875倍の明るさだが、信頼できる情報源によって両方の量の推定値にかなりのばらつきがある。^[12]その角直径は2.22 ± 0.1  mas で、物理的な大きさは距離によって異なります。距離が 600 から 1500パーセクと仮定すると、角直径を使用して半径は 143 から 358  R _{☉の範囲になります。} ^[12]この星が太陽の位置にあった場合、水星 (最小半径) から火星 (大きい半径) までを包み込むことになります。ぎょしゃ座イプシロン星のような F 型星は白く輝き、強いイオン化カルシウム吸収線と弱い水素吸収線を示します。太陽 (G 型星) より 1 つ上のクラスであるため、F 型星は通常、太陽のような星よりも高温です。^[32]他の F 型星には、こいぬ座で最も明るい星であるプロキオンの主星が含まれます。^[33] 

この超巨星は脈動しており、その明るさとスペクトル線に小さな変化が見られます。脈動の周期は67日と123日とされており^[34] 、振幅は約0.05等級です。^[8]多くのスペクトル線のプロファイルは脈動する超巨星から予想される変化を示していますが、その周期が明るさの変化と同じかどうかは不明です。恒星が脈動すると、光球の有効温度に小さな変化が生じる可能性があります。 ^[35]

食成分は比較的微量の光を発し、可視光では直接見ることはできない。しかし、天体の中心に加熱された領域が発見されている。これは、B 型主系列星を取り囲む塵の円盤であると広く考えられている。ぎょしゃ座 ε のスペクトルエネルギー分布を全体としてモデル化すると、円盤の中心に B5V 星がある場合に最もよく適合する。このような星の質量は 5.9  M _☉程度である。観測された軌道は、主星としてごく普通の F 型超巨星を想定すると、13  M _☉を超える質量を持つ伴星を必要とする。低質量モデルは 5.9  M _☉の伴星を受け入れるため、低質量の主星も必要となる。高質量モデルは、通常の質量の超巨星の主星を受け入れ、B 型星のペア、または珍しい単一の高質量星を主張する。^[3]

副星の周りの円盤は幅 3.8 AU、厚さ 0.475 AU で、通過する光の約 70% を遮るため、日食中でも主星からの光がいくらか見える。この円盤は 550 K の黒体のように放射する。^[3] 2009～2011 年の日食はよく観測され、CHARA アレイは円盤の形状をシルエットで直接撮影することができた。副日食は 2025 年 12 月 20 日から 2028 年 3 月 29 日に発生すると予測されている。^[8]

この星は、その明るさとカペラ星に一見近いことから簡単に見つけることができます。ぎょしゃ座の「鼻」を形成する二等辺三角形の頂点です。この星は、中程度の光害があるほとんどの都市部から見えるほど明るいです。

可視変光星の観測者は、その明るさを、明るさがわかっている近くの星と比較することで、その明るさを推定します。これは、2つの比較星の間の変光星の明るさを補間するか、または変光星といくつかの異なる比較星の間の等級差を個別に推定することによって行うことができます。異なる夜に観測を繰り返すことで、星の明るさの変化を示す光度曲線を作成できます。実際には、多くの観測者による可視変光星の推定値が統計的に統合され、より正確な結果が得られます。^[36]

全米科学財団は、 2009年から2011年の日食を記念した市民科学プロジェクトに資金を提供するため、 AAVSOに3年間の助成金を交付した。 ^{[37] [38] [39]} Citizen Skyと呼ばれるこのプロジェクトでは、^[40]参加者を組織し、日食を観測してデータを中央データベースに報告する訓練を行った。さらに、参加者はデータの検証と分析を手伝い、独自の理論をテストし、査読付きの天文学雑誌に独自の研究論文を発表した。AAVSOジャーナルのテーマ別号は、このプロジェクトからのEpsilon Aurigaeに関する記事専用であった。

• Lite Brite ダイアグラムを使用してシステムを説明する YouTube ビデオ
• Jim Kaler 博士によるぎょしゃ座イプシロンの記事。
• ロバート・ステンセル博士（別名「ボブ博士」）による、ぎょしゃ座イプシロン星の今後の日食
• 今日の天文写真2010年1月8日 消えゆく星の謎
• AAVSO 季節の変光星
• BBC ニュース 科学者が捉えた星食の「最初の画像」。2010 年 4 月 7 日。セント・アンドリュース大学の研究。2010 年 4 月 7 日にアクセス。
• ナショナル ジオグラフィック、初の写真: 謎の円盤が恒星を覆い隠す。2010 年 4 月 7 日