{{위키데이터 속성 추적}}
{{항성 정보
 | 이름 = 마차부자리 엡실론
 | 로마자이름 = Epsilon Aurigae
 | 그림 = <div style="position: relative">[[파일:Auriga constellation map.png|280px|alt=]]
     <div style="position: absolute; left: 63.3%; top: 29.5%;">[[파일:Cercle rouge 100%.svg|12px]]</div>
     </div>
 | 그림설명 = 엡실론의 위치(붉은 원).
 | 역기점       = J2000
 | 적경          = {{RA|05|01|58.13245}}
 | 적위         = {{DEC|+43|49|23.9059}}
 | 겉보기등급    = 2.98<ref name=aj82_431/>
 | 별자리    = [[마차부자리]]
 | 분광형       = {{nowrap|F0 Iab (또는 II-III<ref name=apj714_1_549/>) + ~B5V}}
 | BV         = +0.54<ref name=aj82_431/>
 | UB         = +0.30<ref name=aj82_431/>
 | 변광성분류    = [[알골형 변광성]]
 | 시선속도    = –2.5 km/s
 | 적경고유운동  = {{val|-0.86|1.38}} 밀리초각/년
 | 적위고유운동 = {{val|-2.66|0.75}} 밀리초각/년
 | 연주시차    = 1.53 ± 1.29 밀리초각
 | 거리 = 2129 ~ 4890 광년<ref name=kloppenborg/>
 | 절대등급    = −9.1 ± 1.1<ref name=guinan>{{저널 인용| last1 = Guinan | first1 = E. F. | last2 = Mayer | first2 = P. | last3 = Harmanec | first3 = P. | last4 = Božić | first4 = H. | last5 = Brož | first5 = M. | last6 = Nemravová | first6 = J. | last7 = Engle | first7 = S. | last8 = Šlechta | first8 = M. | last9 = Zasche | first9 = P. | last10 = Wolf | first10 = M. | last11 = Korčáková | first11 = D. | last12 = Johnston | first12 = C. | title = Large distance of epsilon Aurigae from interstellar absorption and reddening | doi = 10.1051/0004-6361/201118567 | journal = Astronomy & Astrophysics | volume = 546 | pages = A123 | year = 2012 | pmid =  | pmc = |bibcode = 2012A&A...546A.123G }}</ref>
 | component1  = ε Aur A
 | 질량        = (A) 2.2 ~ 15 / (B) 6 ~ 14 {{태양질량|link=on}}<ref name=chadima/>
 | 반지름      = (A) 143 ~ 358 / (B) {{val|3.9|0.4}} {{태양반경|link=on}}<ref name=kloppenborg/>
 | 광도 = 37,875 {{태양광도|link=on}}<ref name=an331_4_349/>
 | 표면 중력     = (A) ≲ 1.0 / (B) 4.0<ref name=apj714_1_549/>
 | 표면온도 = (A) 7,750 / (B) 15,000 K<ref name=apj714_1_549/>
 | 자전 속도 = (A) 54 km/s<ref name=aaa393_897/>
 | 바이어         = 마차부자리 엡실론
 | 아르겔란더     = 
 | 플램스티드     = 마차부자리 7
 | 밝은별목록     = HR 1605
 | 헨리           = HD 31964
 | 스미소니언     = SAO 39955
 | 히파르코스     = HIP 23416
 | 소천성표       = BD+43 1166
 | 다른 이름 = 알마즈, 알 안즈, FK5 183<ref name=SIMBAD/>
}}

{{Sky|05|01|58.132|+|43|49|23.91|2000}}

'''마차부자리 엡실론'''(ε Aur)은 [[천구]] 북반구의 [[마차부자리]] 방향에 있는 [[항성계|다중성계]]이다. 엡실론은 독특한 [[쌍성|식쌍성계]]로 [[분광형]] F0의 [[초거성]]('''알마즈'''<ref name="IAU-LSN">{{웹 인용|url=https://www.iau.org/public/themes/naming_stars/|title=Naming Stars|publisher=IAU.org|accessdate=16 December 2017}}</ref>로 불리는 천체)과 미지의 천체 주위에 둘린 [[먼지 원반|먼지원반]]의 두 구성원으로 이루어져 있다. 미지의 천체는 [[B형 주계열성]] 두 개로 이루어진 쌍성계로 추정된다. 지구에서 이 항성계까지의 거리는 논란거리이지만 최근 연구에 따르면 대략 2000 [[광년]]으로 보인다.<ref name="kloppenborg" />

독일 천문학자 [[요한 하인리히 프리치]]는 1821년 마차부자리 엡실론을 관측하면서 이 별이 [[변광성]] 성질을 보인다고 의심한 최초 인물이다. 이후 [[에두아르트 하이스]]와 [[프리드리히 빌헬름 아르겔란더]]는 프리치가 제기한 의문에 동조하였고 엡실론별에 관심을 보였다. 그러나 이 별을 본격적으로 정교하게 연구한 사람은 [[한스 루덴도르프]]였다. 루덴도르프는 연구를 통해 엡실론 계가 한쪽 별이 다른 쪽의 빛을 가리는 식변광성임을 밝혀냈다.

27년마다 마차부자리 엡실론의 겉보기등급은 2.92에서 3.83까지 어두워진다.<ref>{{웹 인용|url=http://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=4299|title=Variable Star Index (VSX)|accessdate=25 August 2009}}</ref> 이렇게 어두워진 상태는 640~730 일 동안 지속된다.<ref>{{웹 인용|url=http://www.citizensky.org/content/star-our-project|title=Citizen Sky: The Star of Our Project|accessdate=25 August 2009|url-status=dead|archiveurl=https://web.archive.org/web/20090813154518/http://www.citizensky.org/content/star-our-project|archivedate=13 August 2009|df=}}</ref> 이 식(蝕) 외에 엡실론 계는 대략 66일의 불규칙한 주기를 두고 [[겉보기등급]]에 미세한 진폭을 보인다.<ref name="aavso">{{ArXiv 인용|title=Recent UBVJH Photometry of Epsilon Aurigae|eprint=0706.0891|author1=Hopkins|first1=Jeffrey L.|last2=Stencel|first2=Robert E.|year=2007|class=astro-ph}}</ref>

마차부자리 엡실론의 구성원 중 식을 일으키는 쪽은 그 크기에 비해 빛을 별로 발산하지 않기 때문에 정체가 무엇인지에 대해 논쟁의 대상이 되어 왔다.<ref name="aavso" /> 2008년 기준으로 가장 대중적으로 인정된 모형은 이 동반천체는 무겁고 불투명한 먼지원반에 둘러싸인 쌍성계라는 것이다. 이 천체가 거대하고 반투명한 항성이거나 [[블랙홀]]일 것이라는 가설도 나왔으나 이후 기각되었다.

== 명명법 ==
'''마차부자리 엡실론'''(ε Aurigae)은 항성계를 [[바이어 명명법]] 방식으로 부른 이름이다. [[플램스티드 명명법]]으로는 '''마차부자리 7'''로 표기한다. 엡실론은 여러 [[성표]]에 ADS 3605 A, CCDM J05020+4350A, WDS J05020+4349A 등으로 등재되어 있다.

옥스퍼드 학자 토마스 하이드가 1665년 [[울루그 베그]]의 성표를 번역하면서 이 별의 고유명칭을 '알마즈'로 기록했으며, 중세 페르시아 천문학자 자카리야 알-카즈위니는 이 별의 이름을 '알 안즈'로 알고 있었다. 리처드 힝클리 앨런은 상기 두 이름 모두 [[아랍어]] اَلْمَاعَزْ ('알-마즈', 숫[[염소 (동물)|염소]])에서 유래한 것이라고 주장했다. 참고로 아랍어 '알-마즈'는 같은 별자리에서 가장 밝은 별 [[카펠라]]가 '암염소' 의미를 지닌 것에 대응하는 명칭이다.<ref name="allen">{{서적 인용|first1=Richard Hinckley|last1=Allen|date=1963|title=Star Names: Their Lore and Meaning|publisher=Courier Dover Publications|isbn=0-486-21079-0|pages=83–92}}</ref>

2016년 [[국제천문연맹]] 소속 항성명칭심의위원회(WGSN)는 항성들의 고유명칭을 표준화하여 목록으로 만들었다.<ref name="WGSN">{{웹 인용|date=2016|author1=Mamajek, Eric|author2=García, Beatriz|author3=Hamacher, Duane|author4=Montmerle, Thierry|author5=Pasachoff, Jay|author6=Ridpath, Ian|author7=Sun, Xiaochun|author8=van Gent, Robert|url=https://www.iau.org/science/scientific_bodies/working_groups/280/|title=IAU Working Group on Star Names (WGSN)|accessdate=2017-03-31}}</ref> 다중성계의 경우 구성원들의 식별기호(예를 들면 워싱턴 이중성성표가 부여한 기호)가 명시적으로 표기되지 않은 경우가 있는데 WGSN은 '알마즈' 명칭은 '항성계에서 겉보기 등급이 가장 높은 구성원에 부여되는 것으로 받아들여야 한다'라고 말했다.<ref name="WGSN2">{{웹 인용|url=http://www.pas.rochester.edu/~emamajek/WGSN/WGSN_bulletin2.pdf|title=Bulletin of the IAU Working Group on Star Names, No. 2|accessdate=2017-12-16}}</ref> WGSN은 2017년 2월 1일 마차부자리 엡실론을 구성하는 항성들 중 가장 밝은 F형 초거성에 '''알마즈'''(Almaaz) 이름을 부여하였다. 현재 알마즈는 국제천문연맹 승인 항성명칭목록에 포함되어 있다.<ref name="IAU-LSN" />

[[동아시아의 별자리|동아시아 별자리]]에서 엡실론은 [[필수]]에서 주({{lang|zh|柱}}, {{lang|zh-Latn|Zhù}}, 기둥)에 포함되어 있다. 주를 구성하는 항성은 마차부자리 엡실론, 제타, 에타, 웁실론, 누, 타우, 키, 마차부자리 26이다.<ref>''中國星座神話'', 陳久金. 台灣書房出版有限公司, 2005, {{ISBN|978-986-7332-25-7}}.</ref> 엡실론 하나만을 부르는 이름은 '''주일'''({{lang|zh|柱一}})로 '주 중 첫 번째 별'이라는 뜻이다.<ref>[http://www.lcsd.gov.hk/CE/Museum/Space/Research/StarName/c_research_chinengstars_ala_alz.htm 香港太空館 - 研究資源 - 亮星中英對照表] {{webarchive|url=https://web.archive.org/web/20081025110153/http://www.lcsd.gov.hk/CE/Museum/Space/Research/StarName/c_research_chinengstars_ala_alz.htm|date=October 25, 2008}}, Hong Kong Space Museum. Accessed on line November 23, 2010.</ref>

== 관측 역사 ==
[[파일:Epsilon_Aurigae_star_system.png|왼쪽|섬네일|식 현상을 일으키는 마차부자리 엡실론 항성계.(천체 예술가의 상상도)]]
요한 프리치는 1821년 관측을 통해 엡실론이 [[변광성]]임을 처음으로 알아냈다. 독일 수학자 에두아르트 하이스와 [[프로이센|프러시아]] 천문학자 프리드리히 빌헬름 아르겔란더는 1842년부터 1848년까지 매년 이 별을 연구했다. 하이스와 아르겔란더 모두 1847년까지 엡실론의 밝기가 크게 감소한 것을 관측자료를 통해 알아냈으며 그 시점에서 이 별은 두 사람의 집중 관측 대상에 올라갔다. 이후 엡실론은 두드러지게 밝아졌으며 9월에는 '원래 밝기'로 복귀하였다.<ref name="aavso" /> 관측 자료가 누적되면서 알마즈는 긴 주기에 걸쳐 밝기가 약해지는 현상뿐 아니라 짧은 주기에 걸친 밝기 변동도 보여줌을 알아냈다. 이후 식(蝕) 현상은 1874년부터 1875년 사이에 일어났고 약 30년 후 1901년부터 1902년 사이에 또 발생하였다.<ref name="aavso" />

한스 루덴도르프는 엡실론을 심도있게 연구한 첫 번째 인물이다. 그는 1904년 《천문학 소식》(Astronomische Nachrichten)에 ''Untersuchungen über den Lichtwechsel von ε Aurigae'' (마차부자리 엡실론별의 밝기변화에 관한 연구) 기사를 기고했는데 이 글에서 루덴도르프는 엡실론의 성질을 [[알골형 변광성]] 및 식쌍성으로 정의했다.<ref name="aavso" />

1937년 천문학자 [[제러드 카이퍼]], [[오토 슈트루페]], [[벵트 스트룀그렌]]은 알마즈가 'F2 분광형의 초거성'과 이를 완전히 가리는 '극도로 차가운 반투명 항성'으로 이루어져 있다는 가설을 제기했다.

1961년 이탈리아 천체물리학자 [[마르게리타 해크]]는 1955년 ~ 1957년에 걸친 식 현상을 관측한 뒤 짝별은 '껍질 모양의 물질에 둘러싸인 뜨거운 별'이며 이 '별 주변의 껍질'이 주인별의 빛을 가린다고 주장했다.<ref>{{저널 인용|title=A new explanation of the binary system ε Aurigae|last=Hack|first=Margherita|journal=Memorie della Società Astronomia Italiana|volume=32|pages=351–64|bibcode=1962MmSAI..32..351H|year=1962}}</ref>

천문학자 [[수 슈 후앙]]은 1965년 출간한 논문에서 카이퍼-슈트루페-스트룀그렌 모형의 약점을 지적했으며 짝별은 거대한 원반 구조로 우리는 이 원반을 옆에서 바라보는 모양새라고 주장했다. 로버트 윌슨은 1971년 원반의 중심부에 구멍이 뚫린 것과 같은 구조가 있어서 이것이 식 중반부에 밝기가 갑자기 올라가는 현상의 원인이라고 주장했다. 2005년 [[원자외선분광탐사선]](FUSE)이 [[자외선]] 영역에서 이 계를 관측했는데, 엡실론 계는 중성자별 쌍성계 [[컴퍼스자리 X-1]]이나 블랙홀 쌍성계 [[백조자리 X-1]]과 같은 종류의 에너지는 분출하고 있지 않았다. 즉 원반 중심부를 차지하는 천체는 [[중성자별]]이나 블랙홀이 아닐 확률이 높아졌다. 이에 대응하여 중심 천체가 B5 분광형의 항성일 것이라는 새로운 가설이 제기되었다.<ref name="aavso" /><ref name="citizenskytable" />

마차부자리 엡실론 계의 가장 최근 식은 2009년부터 2011년까지 3년에 걸쳐 발생했는데 '국제 천문학의 해' 관측자들이 식현상 연구에 참여했다.<ref>{{웹 인용|url=http://www.aavso.org/vstar/price-iya08.pdf|title=Citizen Science: The International Year of Astronomy|accessdate=13 January 2009|work=International Year of Astronomy|publisher=American Astronomical Society|date=2008|archive-date=2008-12-05|archive-url=https://web.archive.org/web/20081205061819/http://www.aavso.org/vstar/price-iya08.pdf|url-status=dead}}</ref>

== 항성계의 정체 ==
[[파일:Epsilon_Aurigae.jpg|왼쪽|섬네일|밝은 분광형 F 항성과 먼지원반에 둘러싸인 분광형 B의 짝별.(천체 예술가의 상상도)]]
마차부자리 엡실론 계가 정확히 어떠한 상태에 있는지는 불분명하다. 보통 알려져 있는 성질로는 첫째, 이 계는 구성원 둘로 이루어져 있고 둘째, 두 구성원은 27년에 한 번 식을 일으키는데 식의 지속시간이 매우 길다는 것이 있다. 과거 이 식의 원인으로 거대하고 반투명한 짝별, 블랙홀, 도넛 모양의 원반 등이 제기되었으나 모두 기각되었다. 현재 학계에서 인정되는 설은 크게 두 개인데, 첫째가 주인별을 태양질량의 15배 정도 되는 황백색초거성으로 잡는 '고질량 모형'이며, 둘째가 주인별의 질량은 태양의 2배 정도이고 대신 항성진화가 진척된 상태라고 가정하는 '저질량 모형'이다.<ref name="chadima">{{저널 인용|arxiv=1105.0107|author1=Pavel Chadima|author2=Petr Harmanec|author3=Bennett|author4=Brian Kloppenborg|author5=Robert Stencel|author6=Stevenson Yang|author7=Hrvoje Bozic|author8=Miroslav Slechta|author9=Lenka Kotkova|title=Spectral and photometric analysis of the eclipsing binary epsilon Aurigae prior to and during the 2009-2011 eclipse|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=530|issue=530|pages=A146|date=2011|doi=10.1051/0004-6361/201116739|bibcode=2011A&A...530A.146C}}</ref>

고질량 모형 및 그 변종 가설들은 이전부터 계속 인기 있었는데 그 이유는 주인별이 어느 모로 봐도 거대한 초거성이기 때문이다. 주인별은 뜨거운 F 또는 차가운 A 분광형에 광도분류로는 Ia 또는 Iab이다. 항성계까지의 거리를 통해 주인별이 밝은 초거성임을 무리없이 추정할 수 있다. 다만 [[히파르코스 (인공위성)|히파르코스 위성]]이 측정한 [[시차 (천문학)|시차]]가 문제인데, 오차범위가 시차 값과 비슷하여 이로부터 추정한 거리는 355 [[파섹]]부터 4167 파섹까지 다양해진다.<ref name="chadima" /> 이 모형의 주된 문제점은 동반천체의 속성에 있다. 쌍성 질량함수에 따르면 동반천체는 주인별에 맞먹는 질량을 지녀야 하므로 [[B형 주계열성]] 하나로는 너무 가볍다. 따라서 동반천체는 B형 주계열성 두 개가 서로 가까이 붙어 있는 쌍성계이거나 혹은 더 복잡한 구조의 계(系)일 것이다.<ref name="apj714_1_549" />

최근 시티즌 스카이 계획을 통해 유명해진 저질량 모형은 주인별이 태양 질량의 2~4 배에 [[점근거성열|점근거성가지]] 단계까지 진화한 상태라고 가정한다. 이 가정은 기존 천문학계의 관측값보다 낮은 거리 및 광도 추정치에 의존한 것이다. 주인별은 질량을 상당량 잃어버린 상태로 그 결과 주어진 질량에 비해 비정상적으로 크고 밝은 것으로 추정된다. 관측된 식 현상과 궤도 자료에 따르면 짝별은 분광형 B에 질량은 태양의 6배 정도인 평범한 [[주계열|주계열성]]일 것이며, 이 별 주위를 두꺼운 원반이 두르고 있고 우리는 그 원반을 옆에서 바라보는 상태라고 한다.<ref name="apj714_1_549" />

현재 두 구성원의 공전궤도는 잘 알려져 있는데<ref name="apj714_1_549" /> 궤도는 지구를 향해 87도 이상 기울어져 있으며 주인별과 짝별은 대략 35 [[천문단위]] 떨어져 있다. 이는 태양과 [[해왕성]] 사이 거리보다 먼 값이다.(고질량 모형)<ref name="chadima" /><ref>{{웹 인용|url=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Neptune&Display=Facts|title=Uranus: Facts & Figures|accessdate=3 January 2009|work=Solar System Exploration|publisher=National Aeronautics and Space Administration|date=2007|archive-date=2014-04-09|archive-url=https://web.archive.org/web/20140409164451/http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Neptune&Display=Facts}}</ref> 저질량 모형으로 추정한 둘 사이 거리는 약 18 천문단위이다.<ref name="apj714_1_549" />

=== 눈에 보이는 구성원 ===
[[파일:Artistic_rendering_of_the_Epsilon_Aurigae_star_system.png|왼쪽|섬네일|계를 위에서 바라본 상상도.(니코 카마르고 작품)]]
눈에 보이는 '''알마즈''' 또는 마차부자리 엡실론 '''A'''는 [[반규칙 변광성]]이자 후기 점근거성가지 단계를 거치고 있는 분광형 F0 항성이다.<ref name="aavso" /> 이 F형 항성의 반지름은 태양의 약 143 ~ 358 배이며 [[광도 (천문학)|광도]]는 3만 7875 배이다.(공신력 있는 정보원들도 반지름과 광도 자료 모두 편차가 크다.) 만약 이 별을 태양 자리에 놓는다면 [[수성]]은 확실히 먹혀 사라질 것이며 [[금성]]도 먹힐 가능성이 있다. 엡실론 같은 F형 항성은 흰색으로 빛나며 이온화 된 [[칼슘]] 흡수선이 강하게, [[수소]] 흡수선이 약하게 나타나는 경향이 있다. 이 별은 분광형상으로 태양보다 상위에 속하므로 태양 비슷한 별들에 비해 더 뜨겁다.<ref>{{웹 인용|url=http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/Hbase/starlog/staspe.html|title=Star Spectral Classification|accessdate=18 December 2008|work=HyperPhysics|publisher=Georgia State University|date=2001}}</ref> 엡실론 비슷한 F 분광형 별 중 대표적인 존재는 [[작은개자리]]의 알파별 [[프로키온]]이다.(보다 정확히 말하자면 프로키온 계 내 밝은 주인별이 F 분광형이다.)<ref>{{웹 인용|url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=Procyon&submit=SIMBAD+search|title=Database entry for Procyon AB|accessdate=18 December 2008|work=SIMBAD|publisher=Centre de Données astronomiques de Strasbourg|date=2008}}</ref>

=== 식을 일으키는 구성원 ===
식을 일으키는 구성원은 주인별에 비해 빛을 거의 발산하지 않으며 맨눈에 보이지 않으나, 천체의 중앙부에 가열된 영역이 발견된 바 있다. 이 천체는 분광형 B 주계열성과 이를 두른 먼지원반으로 널리 알려져 있다. 마차부자리 엡실론 전체에 대한 스펙트럼에너지분포 모형은 원반 중심별의 분광형을 B5 V로 가정할 때 가장 잘 들어맞는다. 주인별을 평범한 F형 초거성으로 가정하는 고질량 모형에서 공전궤도로부터 도출되는 짝별의 질량은 태양의 13 배 이상이 된다. 이 짝별은 B형 항성 두 개일 수 있고 질량 큰 단독성일 수도 있다. 반면 저질량 모형에서의 짝별 질량은 태양의 5.9 배이며 주인별 역시 고질량 모형에 비해 질량이 작아진다.<ref name="apj714_1_549" />

2010년 영국 [[세인트앤드루스 대학교]] 천문학자들은 엡실론 A 앞에 먼지 원반이 지나가는 모습을 찍는 데 성공했다. 연구진은 천체망원경 네 개를 사용하여 빛을 모아 [[허블 우주망원경|허블우주망원경]]보다 140 배 정교한 품질의 사진을 얻을 수 있었다.<ref>{{웹 인용|url=http://news.bbc.co.uk/2/hi/uk_news/scotland/edinburgh_and_east/8607841.stm|제목='First image' of star's eclipse captured by scientists|성=|이름=|날짜=2010-04-07|웹사이트=|출판사=BBC|확인날짜=2018-02-07}}</ref> 짝별에 둘린 원반의 지름은 3.8 천문단위에 두께는 0.475 천문단위이며 식을 일으키면서 주인별에서 나오는 빛의 70%를 막아 일부만 우리 눈에 보이게 한다. 이 원반은 550 [[켈빈]] 온도의 [[흑체]]처럼 복사 작용을 한다.<ref name="apj714_1_549" />
[[파일:Epsaur-chart.png|대체글="epsilon aurigae variable star chart"|오른쪽|섬네일|마차부자리 엡실론(+ 표시에 위치)의 변광성 차트. 숫자로 표기된 별들은 비교성(比較星)으로 숫자는 해당 별의 겉보기 등급이다.]]

== 관측 ==
마차부자리 엡실론은 그 자체로도 밝은데다 근처의 알파별 [[카펠라]]와 가까이 있어 눈에 더 잘 띈다. 엡실론은 마차부자리의 '코'에 해당되는 [[이등변삼각형]] 중 위쪽 꼭짓점에 해당된다. 엡실론은 어느 정도 [[광공해]]가 존재하는 도심지에서도 보일 정도로 충분히 밝다.

안시 변광성 관측자들은 [[겉보기등급|실시등급]] 값이 알려진 근처 항성들과 엡실론을 비교하여 엡실론의 밝기 추정치를 내는데, 여기에는 비교대상이 되는 두 별 밝기의 중간값을 내거나 밝기가 다른 별 여러 개와 엡실론의 밝기를 비교하는 방식을 사용한다. 여러 날에 걸쳐 관측을 반복하면 겉보기 등급의 변동을 보여주는 [[광도곡선]]을 얻을 수 있다. 실제로 여러 관측자가 수집한 안시 변광성의 밝기 자료는 통계학적으로 조합되어 보다 정확한 결과를 얻는 데 쓰인다.<ref name="variable">{{웹 인용|url=http://www.skyandtelescope.com/observing/celestial-objects-to-watch/the-lure-of-variable-stars/|title=The lure of variable stars|accessdate=2017-07-07}}</ref>

== 시티즌 스카이 ==
[[미국 국립과학재단]]은 2009 ~ 2011년 식(蝕)을 연구하는 시민과학 프로젝트에 3년 동안 투자할 수 있는 권한을 [[미국 변광성 관측자 협회]]에 부여했다.<ref>{{뉴스 인용|url=https://www.wired.com/wiredscience/2009/08/citizensky/|title=Wired.com: Reach for the Citizen Sky|accessdate=25 August 2009|first=Hadley|last=Leggett|date=24 August 2009}}</ref><ref>{{웹 인용|url=http://www.astronomy.com/asy/default.aspx?c=a&id=8578|title=Astronomy.com: Citizen Sky investigates Epsilon Aurigae|accessdate=25 August 2009}}</ref><ref>{{웹 인용|url=http://astronomy2009.org/news/updates/438/|title=International Year of Astronomy: Citizen Sky Invites Public to Help Resolve a Stellar Mystery|accessdate=25 August 2009}}</ref> '시티즌 스카이'(Citizen Sky)로 명명된 이 프로젝트는<ref>[http://www.citizensky.org Citizen Sky] {{웨이백|url=http://www.citizensky.org/ |date=20161201190005 }} Three-year citizen science project focused on Epsilon Aurigae</ref> 참가자들을 조직하고 훈련, 엡실론의 식 현상을 관측하고 항성계의 자료를 중앙 데이터베이스에 보고했다. 이와 함께 참가자들은 관측자료를 평가·분석하며 자신들이 세운 이론을 실험하고 연구결과를 논문으로 발표했다.

== 각주 ==
{{각주|30em|refs=<ref name=aaa393_897>{{저널 인용| display-authors=1 | last1=Royer | first1=F. | last2=Grenier | first2=S. | last3=Baylac | first3=M.-O. | last4=Gómez | first4=A. E. | last5=Zorec | first5=J. | title=Rotational velocities of A-type stars in the northern hemisphere. II. Measurement of v sin i | journal=Astronomy and Astrophysics | volume=393 | pages=897–911 |date=October 2002 | doi=10.1051/0004-6361:20020943 | bibcode=2002A&A...393..897R | arxiv=astro-ph/0205255 | postscript=. | issue=3 }}</ref>

<ref name=aj82_431>{{저널 인용| last1=Lutz | first1=T. E. | last2=Lutz | first2=J. H. | title=Spectral classification and UBV photometry of bright visual double stars | journal=Astronomical Journal | volume=82 | pages=431–434 |date=June 1977 | doi=10.1086/112066 | bibcode=1977AJ.....82..431L | postscript=. }}</ref>

<ref name=apj714_1_549>{{저널 인용| last1=Hoard | first1=D. W. | last2=Howell | first2=S. B. | last3=Stencel | first3=R. E. | title=Taming the Invisible Monster: System Parameter Constraints for epsilon Aurigae from the Far-ultraviolet to the Mid-infrared | journal=The Astrophysical Journal | volume=714 | issue=1 | pages=549–560 |date=May 2010 | doi=10.1088/0004-637X/714/1/549 | bibcode=2010ApJ...714..549H | postscript=. |arxiv = 1003.3694 }}</ref>

<ref name=an331_4_349>{{저널 인용| last1=Hohle | first1=M. M. | last2=Neuhäuser | first2=R. | last3=Schutz | first3=B. F. | title=Masses and luminosities of O- and B-type stars and red supergiants | journal=Astronomische Nachrichten | volume=331 | issue=4 | page=349 |date=April 2010 | doi=10.1002/asna.200911355 | bibcode=2010AN....331..349H | postscript=. |arxiv = 1003.2335 }} Note: see the on-line data and enter the HIP number for the luminosity. The mass is superseded by Hoard et al. (2011).</ref>

<ref name=SIMBAD>{{저널 인용| title=eps Aur -- Eclipsing binary of Algol type (detached) | work=SIMBAD Astronomical Database | publisher=Centre de Données astronomiques de Strasbourg | url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=Epsilon+Aurigae | accessdate=2012-07-18 | postscript=. }}</ref>

<ref name="citizenskytable">{{웹 인용|url=http://www.citizensky.org/sites/default/files/SystemPropertiesTable.png|title=System Properties Table (Citizen Sky)|url-status=dead|archiveurl=https://www.webcitation.org/66v3wSyoj?url=http://www.citizensky.org/sites/default/files/SystemPropertiesTable.png|archivedate=2012-04-14|df=}}</ref>

<ref name=kloppenborg>{{저널 인용|bibcode=2015ApJS..220...14K|arxiv=1508.01909|title=Interferometry of ɛ Aurigae: Characterization of the Asymmetric Eclipsing Disk|journal=The Astrophysical Journal Supplement Series|volume=220|pages=14|author1=Kloppenborg|first1=B. K.|last2=Stencel|first2=R. E.|last3=Monnier|first3=J. D.|last4=Schaefer|first4=G. H.|last5=Baron|first5=F.|last6=Tycner|first6=C.|last7=Zavala|first7=R. T.|last8=Hutter|first8=D.|last9=Zhao|first9=M.|last10=Che|first10=X.|last11=Ten Brummelaar|first11=T. A.|last12=Farrington|first12=C. D.|last13=Parks|first13=R.|last14=McAlister|first14=H. A.|last15=Sturmann|first15=J.|last16=Sturmann|first16=L.|last17=Sallave-Goldfinger|first17=P. J.|last18=Turner|first18=N.|last19=Pedretti|first19=E.|last20=Thureau|first20=N.|year=2015|doi=10.1088/0067-0049/220/1/14}}</ref>}}

== 외부 링크 ==
* {{언어링크|en}} [http://stars.astro.illinois.edu/sow/almaaz.html Epsilon Aurigae] 짐 케일러(Dr. Jim Kaler)의 항성 소개.
* {{언어링크|en}} 2010년 1월 8일자 [[APOD]]. [http://apod.nasa.gov/apod/ap100108.html The Mystery of the Fading Star]
* {{언어링크|en}} [https://www.aavso.org/vsots_epsaur AAVSO Variable Star of the Season] [[미국 변광성 관측자 협회|AAVSO]]의 마차부자리 엡실론 계 소개.

{{마차부자리의 항성}}

{{전거 통제}}

[[분류:마차부자리]]
[[분류:F형 초거성]]
[[분류:알골형 변광성]]
[[분류:바이어 천체]]
[[분류:플램스티드 천체]]
[[분류:헨리 드레이퍼 목록 천체|031964]]
[[분류:HR 천체|1605]]
[[분류:히파르코스 천체|023416]]