ぎょしゃ座イプシロン星
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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01分58.134秒[ 1 ]
赤緯+43° 49′ 23.92″ [ 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 [ 7 ]マス/年[ 7 ] 12 月: −2.66 ± 0.75マス/年[ 7 ]
視差（π）0.9879 ± 0.1792  mas [ 1 ]
距離2,000–4,800 光年 (600–1,500  pc ) [ 8 ]
絶対等級 （M V）−9.1 [ 9 ]
軌道[ 10 ]
期間（P）9 896 .0 ± 1.6日
長半径（a）18.1+1.2 −1.3[ 3 ] オーストラリア
離心率（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  MJD​
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 ]  M ☉
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 ] 男性☉
半径3.9 ± 0.4 [ 3 ]  R ☉
表面重力（log  g）4.0 [ 3 ]  cgs
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、GC 6123、HD 31964、HIP 23416、HR 1605、SAO 39955、PPM 47627 [ 14 ]
データソース:
ヒッパルコス星カタログ、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、変光星指数（VSX）
データベース参照
シンバッドデータ

ぎょしゃ座イプシロン星は、北の星座であるぎょしゃ座（牡牛座）にある多重星系です。その名前はバイエル記法で、 ε Aurigaeのラテン語化で、Epsilon Aurまたはε Aurと略されます。これは、F0型超巨星と伴星からなる珍しい食連星系で、伴星は一般に、未知の天体を周回する巨大な暗黒円盤であるとされています。おそらく2つの矮小B型星の連星系です。主星は正式にはアルマーズと名付けられ、/ æ l ˈ m ɑː z /と発音され、この系の伝統的な名前です。系までの距離は依然として議論の対象となっていますが、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はないかと疑われました。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・アルゲランダーによる観測でフリッチュの当初の疑いが強まり、注目を集めました。しかし、ハンス・ルーデンドルフは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、つまり一方の星が自分の光を遮ると暗くなる恒星であることが明らかになりました。

ぎょしゃ座イプシロン星の明るさは、約27年ごとに、視等級+2.92から+3.83へと低下します。この減光は640～730日間続きます。この食に加えて、この星系には約66日周期の低振幅脈動現象も見られます。

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ことから、多くの議論の的となってきました。2008年現在、この伴星の最も一般的なモデルは、巨大で不透明な塵の円盤に囲まれた連星系であるというものです。この天体が巨大な半透明の恒星、あるいはブラックホールであるという説は、その後否定されています。

命名法

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記号です。また、フラムスティード記号ではぎょしゃ座7星と表記されます。複数の多重星表では、 ADS 3605 A、CCDM J05020+4350A、WDS J05020+4349A として記載されています。

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、伝統的な名称「アルマーズ」を記録したと報告している。ハイドはこれをアラビア語の「雄ヤギ」アル・マズと同定し、これは星カペラ（ラテン語で「乳ヤギ」）の名称に対応するものとした。アレンの綴りは複数形の「ヤギ」アル・マズに対応する。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を示すものだったと述べている。[ 16 ]

国際天文学連合は2016年に星の名前に関する作業部会（WGSN [ 17 ]）を組織し、恒星の固有名をカタログ化し標準化しました。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から）が明示的に記載されていない名前については、WGSNは、その名前は視覚的な明るさで最も明るい構成要素に帰属すると理解すべきだと述べています。[ 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、IAU承認の星の名前リストに含まれています。[ 19 ]

中国語で、「柱」 ( Zhù )は「柱」を意味し、ぎょしゃ座イプシロン、ぎょしゃ座ゼータ、ぎょしゃ座イータ、ぎょしゃ座ウプシロン、ぎょしゃ座ニュー、ぎょしゃ座タウ、ぎょしゃ座第26座、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 ]

観察履歴

2009年から2011年にかけてのぎょしゃ座イプシロン星の食を示すAAVSOの光度曲線

この星は肉眼で容易に見えるが、ヨハン・フリッチュによる1821年の観測では、彼がこの星系が変光星であることに初めて気づいた人物であることが示唆されている。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、その時点で両氏の強い注目を集めた。ぎょしゃ座イプシロン星は著しく明るくなり、翌年の9月には「通常」の状態に戻った。[ 23 ]注目が高まるにつれて、ますます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、そしてそれからほぼ30年後の1901年から1902年にも発生しました。[ 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、彼は天文雑誌『天文ニュース』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 ]

最初の仮説は、1937年に天文学者のジェラルト・カイパー、オットー・ストルーベ、ベンクト・ストロムグレンによって提唱されたもので、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していた。しかし、食星は、食される伴星が発する光を散乱させるため、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、この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であった。この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（既知の最大の黄色超巨星の候補であるHR 5171に匹敵する）については1,280 R ☉、暫定的に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 ]

天文学者の黄蘇樹は1965年に論文を発表し、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、伴星は地球から見て真横を向いた巨大な円盤系であると提唱した。ロバート・ウィルソンは1971年、円盤に「中心開口部」があり、それが恒星の軌道面に対してわずかに傾いていると提唱した。その結果、日食の間、F型超巨星が円盤の穴から顔を覗かせ、日食の中間期の増光、つまり底が平らな形状の食が生じる。2005年、この系は遠紫外線分光探査衛星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はくちょう座X-1のような天体に特徴的なエネルギー放出率を示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、新たな仮説では、中心の天体は実際にはB5型の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射する事象の地平線を迂回する塵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、放棄された。

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年間は直近の日食と重なっていた。 [ 29 ] 日食の途中に明るくなったり、日食の底が平らになったりするのは、傾斜した円盤の穴からF型超巨星が覗いているためではなく、広がった円盤の形状と、円盤内の塵によるF型星からの光が前方散乱しているためであることが判明した。[ 30 ]

システムの性質

明るいF型星と、塵の円盤に囲まれたB型星（想像図）

ぎょしゃ座イプシロン星系の性質は未だ解明されていない。この星系は、少なくとも2つの構成要素から成り、27年ごとに周期的な食と異常な平底減光を起こすことが古くから知られている。かつての、非常に大きな拡散星、ブラックホール、そして奇妙なドーナツ型の円盤といった説明はもはや受け入れられていない。現在、観測されている既知の特徴を説明できる主な説明は2つある。1つは、主星が約15M☉の 黄色超巨星であるという高質量モデル、もう1つは、主星が約2M☉で 、それより明るさの低い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り、主星は外見上は大型の超巨星である。分光学的には、光度クラスIaまたはIabの前期F型または後期A型である。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、公表されている距離値には大きなばらつきがある。ヒッパルコス視差測定の誤差は値自体と同じくらい大きいため、導出される距離は355パーセクから4,167 パーセクの範囲になる可能性が高い。[ 11 ] Gaia Data Release 2の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。[ 7 ] Gaia Data Release 3では、1,062パーセク（3,460光年）というより高い距離が示唆されている。[ 31 ]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求められるが、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、またはより複雑な系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、ほとんどの観測結果よりも低い距離と光度の推定値に基づいている。主星は、与えられた質量に対して異常に大きく明るい巨星となるが、これはおそらく非常に大きな質量損失の結果である。観測された食と軌道データと一致するように、伴星は約6  M ☉の比較的普通のB主系列星であり、ほぼ真横から見ると厚い円盤に埋め込まれている。[ 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。主星と副星の間の距離は約35 AU（高質量モデル）で、[ 11 ]これは海王星と太陽の距離よりも遠いです。[ 32 ]低質量モデルでは、その距離はわずか18 AUです。[ 3 ]

表示コンポーネント

日食中のぎょしゃ座ε星系（想像図）

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に属する黄色超巨星である。[ 23 ]このF型星は太陽の37,875倍の明るさを持つが、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 ミリ秒で、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、半径は 角直径を使用して143 から 358 R ☉の範囲になります。 [ 8 ]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の吸収線と弱い水素の吸収線を示す傾向があります。太陽 (G 型星) より上位のクラスであるため、F 型星は一般に太陽のような星よりも高温です。[ 33 ]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。[ 34 ] 

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動が見られます。脈動周期は67日と123日とされており[ 35 ] 、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に予想される変動を示していますが、それらの周期が明るさの変動と同じかどうかは不明です。恒星の脈動に伴い、光球の有効温度がわずかに変動する可能性があります[ 36 ] 。

食成分

食成分は比較的微量の光を放射するため、可視光では直接見ることができません。しかし、天体の中心部には加熱された領域が発見されています。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ます。ぎょしゃ座ε星全体の スペクトルエネルギー分布をモデル化すると、円盤の中心にB5V星がある場合に最もよく適合します。このような星の質量は約5.9 M ☉です。観測された軌道は、主星としてごく一般的なF型超巨星を仮定すると、13  M ☉を超える質量の伴星を必要とします。低質量モデルでは5.9  M ☉の伴星が想定されるため、低質量の主星も必要となります。高質量モデルでは、通常の質量の超巨星の主星が想定されるため、B型星のペア、または珍しい高質量の単独の星が存在すると考えられます。[ 3 ]

副星の周囲にある円盤は幅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観測できる。円盤は550 Kの黒体のように放射する。[ 3 ] 2009年から2011年にかけての日食は良好に観測され、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。副星の日食は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 ]

観察

「ぎょしゃ座イプシロン変光星図」
ぎょしゃ座ε星の比較表：番号の付いた星は比較星であり、数字は比較星の明るさを等級で表しています（通常、小数点は付いておらず、星と混同される可能性があります）。

この星は、その明るさとカペラ星への見かけの近さ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に位置します。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。

視変光星の観測者は、その明るさを、明るさが既知の近くの恒星と比較することで推定します。これは、2つの比較星間の変光星の明るさを補間するか、複数の異なる比較星との光度差を個別に推定することで行うことができます。複数の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、より正確な結果を得るために、多くの観測者による視変光星の推定値を統計的に統合します。 [ 37 ]

シチズンスカイ

全米科学財団は、 2009年から2011年にかけての日食を記念した市民科学プロジェクトを支援するため、 AAVSOに3年間の助成金を交付しました。 [ 38 ] [ 39 ] [ 40 ]「Citizen Sky」と呼ばれるこのプロジェクトでは、[ 41 ]参加者を組織し、日食を観測し、中央データベースにデータを報告するためのトレーニングを行いました。さらに、参加者はデータの検証と分析に協力するとともに、自身の理論を検証し、査読付き天文学雑誌に独自の研究論文を発表しました。AAVSOジャーナルの特集号は、このプロジェクトから得られたぎょしゃ座イプシロン星に関する論文を掲載しました。

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