五車二

五車二 （御夫座α）是御夫座最亮的恆星，也是全天第六亮星，在北半球僅次於大角星和織女星，是北天第三亮星。它的英文名稱源自拉丁文，原意是小山羊。拜耳命名法指定它是α星，縮寫為α Aurigae、α Aur或Alpha Aur。雖然以裸眼看它似乎只是一顆恆星，但它實際上是一個恆星系統，是由4顆恆星組成的兩對聯星。第一對的兩顆暨大且亮，是G-型巨星，每顆的直徑都是太陽的10倍，質量是太陽質量的2.5倍，在很靠近的軌道上互繞著。這兩顆星各自的名稱是五車二Aa和五車二Ab，未來也都會逐漸冷卻和膨脹，演化成為紅巨星。第二對，與第一對相距大約10,000天文單位，且兩顆都是黯淡、低質量、和相對較低溫的紅矮星。它們的名稱分別是五車二H和五車二L，而從C到G和I到K，則是在同一個視野中，但其實毫無關連性的其它恆星。五車二的系統相對鄰近地球，距離只有42.2光年（12.9秒差距） 。 利克天文台的教授William Wallace Campbell依據光譜觀測的基礎，在1899年宣布五車二是聯星 －他指出，從1896年8月至1897年2月的攝影乾版上出現了疊加在第一條譜線上的第二條譜線，而在9月和10月是都卜勒效應造成的紫色，在11月和2月是紅色－ 顯示伴星是朝向地球接近和遠離（彼此互相環繞著）。許多觀測者嘗試辨識出這顆伴星，但是都沒有成功。被稱為"干涉測量之友"的五車二，它於1919年首度被威爾遜山天文台的約翰·安德森（John Anderson）和法蘭西斯·畢斯（Francis Pease）以干涉測量解析出來，並依據他們的觀測在1920年發表了一個軌道。這是首度成功的以干涉測量太陽系以外的天體。基於馬克III恆星干涉儀的觀測，威爾遜山天文台在1994年再次發表了一個高精度的軌道。五車二在1995年9月由劍橋光學孔徑合成望遠鏡拍攝，使它成為通過單獨一個光學干涉儀元素成像的第一個天體。 在1914年，傅如傑（R. Furuhjelm）觀測前述提到的這個光譜聯星有黯淡的伴星，其中的自行正如光譜聯星所顯示的，彼此可能有著物理上的關聯性。在1936年，卡爾·司坦斯（Carl L. Stearns）觀測到這顆伴星可能本身就是雙星；稍後得到古柏（G. P. Kuiper）的證實。 五車二看起來是飽滿的黃白色，而在白天用望遠鏡觀測，黃白的顏色由於藍天的襯托，在對比下就更加明顯。它是御夫座最明亮的恆星，也是夜空中第六亮星，北天的第三亮星（在大角星和織女星之後），在北緯40°見到的第四亮星。它是最接近天北極的一等星 ，它在被暱稱為"孩子"（御夫座的ε、ζ、η）的三角形東北方幾度。 五車二的緯度偏北，使它只能在南緯44°以北 －包括紐西蘭的最南端、阿根廷和智利以及福克蘭群島－ 的地區見到。相反的，它在北緯44°以北是市拱極星：整個大英國協和斯堪的納維亞、大多數的法國地區、加拿大和美國的最北端，這顆恆星永遠不會沒入地平線下。五車二和織女星分列在北極的兩側相同的距離上，這兩顆恆星的假想連線幾乎就經過北極星。 在210,000年至160,000年之前，五車二的亮度是 -1.8等，是當時夜空中最亮的星。在這段時間之前最亮的是 -1.1等的畢宿五，它和五車二彼此相當靠近，並且是當時的北極星。 五車二的系統包含一對由明亮的巨星組成的聯星，和另一對較暗且在相同距離外一起環繞的紅矮星。兩個主角是五車二A和五車二B，而較暗的伴星是五車二H和五車二L －標示為五車二C至G的其實是毫無關聯，只是在同一個視野內的恆星。 美國天文學家歐林 J.艾根（Olin Jeuck Eggen）在1960年一篇論文中分析了五車二的自行和視差，指出它是畢宿移動星群的成員之一，這是與畢宿星團有著相同運動方向的星流。集團中的成員有著相似的年齡，質量大約都是2.5太陽質量，並且已經開始離開主序帶，正在膨脹成為表面溫度較低的紅巨星。他測得的光譜類型是G8III和G0III，但是較熱這顆星的性質與它的伴星相較，在年齡上並不相符，它可能已經是一顆紅巨星，並且再次增溫。 五車二的亮聯星對由兩顆G-型光譜巨星組成。第一顆。主星，的表面溫度大約是4,900K，半徑大約12太陽半徑，質量大約2.7太陽質量，在所有波長上的光度大約是太陽的79倍。另一顆，伴星，表面溫度大約是5,700K，半徑約9太陽半徑，質量約2.6太陽質量，全波長的光度約為太陽的78倍。雖然在所有波長上的輻射量上，主星是比較亮的，但是在可見光的波段上，主星卻較為黯淡，視星等為 +0.91，而伴星的是星等為 +0.76。 這個系統被歸類為獵犬座RS型變星，是一種有著活躍色球層，會形成巨大星斑的聯星。但不同於這類型的系統，較熱的伴星有著更活躍的大氣層。它很可能位於赫羅間隙 －一個正在改變角動量和深化對流層的階段。 從地球上觀察，這一對聯星不是食雙星，兩者都不會從對方的前面經過。這兩顆星在軌道上大約相距一億公里，軌道週期大約104天。這兩顆恆星在主序帶的生命期時可能是A型的光譜，類似於織女星；但它們現在正在膨脹、冷卻，成為越來越亮的紅巨星，而這個過程可能需要數百萬年。 其中質量較大的一顆，被認為在核心已經開始氦融合成碳和氧的反應，而質量較輕的一顆則尚未開始。 分别在1962年9月20日和1963年3月15日发射的两支Aerobee高空探测火箭在位于御夫座的赤经05h09m、赤纬+45°的地方探测到显著的X射线源。 五车二被确认在误差范围内。 恒星X射线天文学起源于1974年4月5日对五车二的X射线探测。 那天进行了一次校准火箭飞行姿态控制，恒星传感器把有效载荷轴指向五车二(α Aur)。这期间，X射线反射系统和恒星传感器共同探测到了范围为0.2—1.6 keV的X射线。 这次X射线的光度(Lx) 的数量级为~1024 W (1031 erg s−1)，这比太阳X射线光度要高4个数量级。 五车二是一个X射线源，这被认为主要源于更大质量恒星的日冕层。 五车二是ROSAT X射线源1RXS J051642.2+460001. 船帆座超新星殘骸 Pertains to the center of mass of the Capella Aa/Ab binary system. 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