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en:Capella#Bright binary（2016年12月4日 06:48 (UTC)版）の手前まで翻訳加筆。誤訳があるかもしれないので、修正も願います。 タグ: サイズの大幅な増減 |
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| 仮符号・別名 = ぎょしゃ座α星{{R|simbad}} |
| 仮符号・別名 = ぎょしゃ座α星{{R|simbad}} |
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| 星座 = [[ぎょしゃ座]] |
| 星座 = [[ぎょしゃ座]] |
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| 視等級 = 0.08{{R|simbad}} |
| 視等級 = 0.08{{R|simbad}}<br />0.03 - 0.16（変光）{{R|GCVS}} |
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| 視直径 = |
| 視直径 = |
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| 変光星型 = |
| 変光星型 = 疑わしい{{R|GCVS}} |
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| 分類 = |
| 分類 = 4重連星 |
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{{天体 位置 |
{{天体 位置 |
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| 20行目: | 20行目: | ||
| 赤経 = {{RA|05|16|41.35871}}{{R|simbad}} |
| 赤経 = {{RA|05|16|41.35871}}{{R|simbad}} |
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| 赤緯 = {{DEC|+45|59|52.7693}}{{R|simbad}} |
| 赤緯 = {{DEC|+45|59|52.7693}}{{R|simbad}} |
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| 視線速度 = |
| 視線速度 = 29.19 km/s{{R|simbad}} |
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| 赤方偏移 = 0. |
| 赤方偏移 = 0.000097{{R|simbad}} |
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| 固有運動 = [[赤経]]: 75.25 [[秒 (角度)|ミリ秒]]/年{{R|simbad}}<br />[[赤緯]]: -426.89 [[秒 (角度)|ミリ秒]]/年{{R|simbad}} |
| 固有運動 = [[赤経]]: 75.25 [[秒 (角度)|ミリ秒]]/年{{R|simbad}}<br />[[赤緯]]: -426.89 [[秒 (角度)|ミリ秒]]/年{{R|simbad}} |
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| 年周視差 =76.20± 0.46ミリ秒{{R|simbad}} |
| 年周視差 = 76.20 ± 0.46ミリ秒{{R|simbad}} |
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| 距離 = 42.78 |
| 距離 = 42.78 ± 0.26 [[光年]]{{R|注2|group="注"}}<br />(13.12 ± 0.08 [[パーセク]]){{R|注2|group="注"}} |
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| 絶対等級 = -0.510{{R|注1|group="注"}} |
| 絶対等級 = -0.510{{R|注1|group="注"}} |
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| 星図位置画像 = Auriga constellation map.png |
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| 位置画像left = 55.8 |
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| 位置画像top = 23.8 |
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| 画像説明 = カペラの位置 |
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{{天体 別名称 |
{{天体 別名称 |
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| 幅 = |
| 幅 = |
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| 色 = 恒星 |
| 色 = 恒星 |
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| 和名 = カペラ |
| 和名 = カペラAa |
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| 英名 = |
| 英名 = |
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| 画像ファイル = |
| 画像ファイル = |
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| 画像説明 = |
| 画像説明 = |
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| 仮符号・別名 = カペラA<br />ぎょしゃ座α星A{{R|simbad01}} |
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| 画像背景色 = |
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| 仮符号・別名 = ぎょしゃ座α星A{{R|simbad01}} |
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| 星座 = |
| 星座 = |
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| 視等級 = 0.71{{R|simbad01}} |
| 視等級 = 0.71{{R|simbad01}} |
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| 視直径 = |
| 視直径 = |
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| 変光星型 = |
| 変光星型 = |
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| 分類 = |
| 分類 = 黄色巨星 |
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{{天体 位置 |
{{天体 位置 |
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| 61行目: | 64行目: | ||
| 年周視差 = |
| 年周視差 = |
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| 距離 = |
| 距離 = |
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| 絶対等級 = 0. |
| 絶対等級 = 0.296{{R|torres15}} |
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}} |
}} |
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{{天体 物理 |
{{天体 物理 |
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| 色 = 恒星 |
| 色 = 恒星 |
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| 半径 = 11.98 ± 0.57 [[太陽半径|''R''<sub>☉</sub>]]{{R|torres15}} |
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| 赤道直径 = |
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| 質量 = 2.5687 ± 0.0074 [[太陽質量|''M''<sub>☉</sub>]]{{R|torres15}} |
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| 直径 = |
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| 半径 = 10.2 [[太陽半径|R<sub>☉</sub>]] |
|||
| 表面積 = |
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| 体積 = |
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| 質量 = 2.69 [[太陽質量|M<sub>☉</sub>]] |
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| 平均密度 = |
| 平均密度 = |
||
| 表面重力 = |
| 表面重力 = 2.691 ± 0.041 (log g){{R|torres15}} |
||
| 自転周期 = 104 ± 3 [[日]]{{R|torres15}} |
|||
| 脱出速度 = |
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| 自転 |
| 自転速度 = 4.1 ± 0.4 km/s{{R|torres15}} |
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| スペクトル分類 = G8III{{R|simbad01}} |
| スペクトル分類 = G8III{{R|simbad01}} |
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| 光度 = 78.7 ± 4.2 [[太陽光度|''L''<sub>☉</sub>]]{{R|torres15}} |
|||
| 絶対等級 = |
|||
| 表面温度 = 4,970 ± 50 [[ケルビン|K]] |
|||
| 光度 = 78.5[[太陽光度|''L''<sub>☉</sub>]] |
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| 光度係数 = |
|||
| アルベド = |
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| 赤道傾斜角 = |
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| 表面温度 = 5,270[[ケルビン|K]] |
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| 最小表面温度 = |
|||
| 平均表面温度 = |
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| 最大表面温度 = |
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| 可視光明度 = |
| 可視光明度 = |
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| 全波長明度 = |
| 全波長明度 = |
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| 91行目: | 83行目: | ||
| 色指数_VR = |
| 色指数_VR = |
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| 色指数_RI = |
| 色指数_RI = |
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| 金属量 = |
| 金属量 = -0.04 ± 0.06{{R|torres15}} |
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| 年齢 = |
| 年齢 = |
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| 大気圧 = |
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}} |
}} |
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{{天体 終了 |
{{天体 終了 |
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| 102行目: | 93行目: | ||
| 幅 = |
| 幅 = |
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| 色 = 恒星 |
| 色 = 恒星 |
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| 和名 = カペラ |
| 和名 = カペラAb |
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| 英名 = |
| 英名 = |
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| 画像ファイル = |
| 画像ファイル = |
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| 画像サイズ = |
| 画像サイズ = |
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| 画像説明 = |
| 画像説明 = |
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| 仮符号・別名 = カペラB<br />ぎょしゃ座α星B{{R|simbad02}} |
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| 画像背景色 = |
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| 仮符号・別名 = ぎょしゃ座α星B{{R|simbad02}} |
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| 星座 = |
| 星座 = |
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| 視等級 = 0.96{{R|simbad02}} |
| 視等級 = 0.96{{R|simbad02}} |
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| 視直径 = |
| 視直径 = |
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| 変光星型 = |
| 変光星型 = |
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| 分類 = |
| 分類 = 黄色巨星 |
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}} |
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{{天体 軌道 |
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| 色 = 恒星 |
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| 元期 = 2448147.6 ± 2.6 JD{{R|torres15}} |
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| 軌道長半径 = 0.056442 ± 0.000023"{{R|torres15}}<br />(0.74272 ± 0.00069 au) |
|||
| 離心率 = 0.00089 ± 0.00011{{R|torres15}} |
|||
| 公転周期 = 104.02128 ± 0.00016 [[日]]{{R|torres15}} |
|||
| 平均軌道速度 = |
|||
| 軌道傾斜角 = 137.156 ± 0.046[[度 (角度)|°]]{{R|torres15}} |
|||
| 近日点引数 = 342.6 ± 9.0 JD° |
|||
| 昇交点黄経 = 40.522 ± 0.039° |
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| 平均近点角 = |
|||
| 前回近日点通過 = |
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| 次回近日点通過 = |
|||
| 前回近点通過 = |
|||
| 次回近点通過 = |
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| 準振幅 = 26.860 ± 0.0017 km/s{{R|torres15}} |
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}} |
}} |
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{{天体 位置 |
{{天体 位置 |
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| 125行目: | 132行目: | ||
| 年周視差 = |
| 年周視差 = |
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| 距離 = |
| 距離 = |
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| 絶対等級 = 0. |
| 絶対等級 = 0.167{{R|torres15}} |
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}} |
}} |
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{{天体 物理 |
{{天体 物理 |
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| 色 = 恒星 |
| 色 = 恒星 |
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| 半径 = 8.83 ± 0.33 [[太陽半径|''R''<sub>☉</sub>]]{{R|torres15}} |
|||
| 赤道直径 = |
|||
| 質量 = 2.4828 ± 0.0067 [[太陽質量|''M''<sub>☉</sub>]]{{R|torres15}} |
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| 直径 = |
|||
| 平均密度 = |
|||
| 半径 = 8.5 [[太陽半径|R<sub>☉</sub>]] |
|||
| 表面重力 = 2.941 ± 0.032 (log g){{R|torres15}} |
|||
| 表面積 = |
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| 自転速度 = 35.0 ± 0.5 km/s{{R|torres15}} |
|||
| 体積 = |
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| 自転周期 = 8.5 ± 0.2 [[日]]{{R|torres15}} |
|||
| 質量 = 2.56 [[太陽質量|M<sub>☉</sub>]] |
|||
| 平均密度 = |
|||
| 表面重力 = |
|||
| 脱出速度 = |
|||
| 自転周期 = |
|||
| スペクトル分類 = G0III{{R|simbad02}} |
| スペクトル分類 = G0III{{R|simbad02}} |
||
| 光度 = 72.7 ± 3.6 [[太陽光度|''L''<sub>☉</sub>]]{{R|torres15}} |
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| 絶対等級 = |
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| 表面温度 = 5,730 ± 60 [[ケルビン|K]]{{R|torres15}} |
|||
| 光度 = 77.6[[太陽光度|''L''<sub>☉</sub>]] |
|||
| 光度 |
| 可視光明度 = |
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| 全波長明度 = |
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| アルベド = |
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| 赤道傾斜角 = |
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| 表面温度 = 5,900[[ケルビン|K]] |
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| 最小表面温度 = |
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| 平均表面温度 = |
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| 最大表面温度 = |
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| 可視光明度 = |
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| 全波長明度 = |
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| 色指数_BV = |
| 色指数_BV = |
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| 色指数_UB = |
| 色指数_UB = |
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| 156行目: | 152行目: | ||
| 色指数_RI = |
| 色指数_RI = |
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| 金属量 = |
| 金属量 = |
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| 年齢 = |
| 年齢 = 5.9 - 6.5 億年{{R|torres15}} |
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| 大気圧 = |
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}} |
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{{天体 終了 |
{{天体 終了 |
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| 165行目: | 160行目: | ||
'''カペラ'''{{R|Hara}} ('''Capella'''{{R|Kunitzsch|iaucsn}}) は、'''ぎょしゃ座α星'''、[[ぎょしゃ座]]で最も明るい[[恒星]]で全天21の1等星の1つ。[[冬のダイヤモンド]]を形成する恒星の1つでもある。 |
'''カペラ'''{{R|Hara}} ('''Capella'''{{R|Kunitzsch|iaucsn}}) は、'''ぎょしゃ座α星'''、[[ぎょしゃ座]]で最も明るい[[恒星]]で全天21の1等星の1つ。[[冬のダイヤモンド]]を形成する恒星の1つでもある。 |
||
肉眼では、一つの恒星に見えるが、実は2つの恒星から成る[[連星]]が2組ある4重連星である。主星となる連星系は'''カペラA'''と呼ばれ、両者共に[[スペクトル型]]がG型の黄色[[巨星]]で、'''カペラAa'''と'''カペラAb'''と呼ばれる[[分光連星]]である{{R|Kaler}}。2つの恒星は0.76[[天文単位|au]]離れていて、極めて円に近い軌道を約106日で公転している。カペラAaはスペクトル型がG8III型で、AbはG0III型になっている。[[光度]]ではAaの方が明るいが、表面温度はAbの方が高い。[[質量]]はそれぞれ、太陽の約3.05倍と約2.57倍である。この2つの恒星は、[[核融合反応]]を終えた[[巨星]]になっているが、巨星の進化過程において、現在、どの過程にあるかは分かっていない。 |
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== 概要 == |
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現在、[[天の北極]]に最も近い1等星であり<ref group="注" name="注3">[[はくちょう座]]の[[デネブ]]とほぼ同じ赤緯であるが、カペラの方がわずかに北に位置する</ref>、本州以北の日本では夏の一時期を除いてほぼ通年観測が可能で、[[北海道]]北部以北や西ヨーロッパの大部分など北半球の高緯度では[[周極星]]となっている。 |
|||
伴星となる連星系は、カペラAから約1万au離れた位置にあり、[[赤色矮星]]同士から成る、暗い連星系である。それぞれの恒星は'''カペラH'''と'''カペラL'''と呼ばれる。カペラAbは「カペラB」とも呼ばれる。しかし、カペラCからGと、IからKの名称がつく恒星は偶然、カペラの近くに見える、見かけの[[二重星]]で、全て連星系とは無関係の恒星である。 |
|||
== 観測の歴史 == |
|||
[[リック天文台]]で働いていた[[ウィリアム・ウォレス・キャンベル]]は[[1896年]][[8月]]から[[1897年]][[2月]]まで、カペラの[[スペクトル]]を観測した。観測し続けると、カペラは地球に対して、9月から10月の間に[[青方偏移]]を起こしていたが、11月から2月の間は[[赤方偏移]]に転じた。これはカペラが地球からの距離が、短時間で変化している事を示す。キャンベルは、この距離の変化は連星によるものと結論付け、[[1899年]]に、カペラが分光連星である事を発表した{{R|Campbell}}{{R|Newall1899}}。ほぼ同じ頃に、イギリスの天文学者Hugh Newallは、ケンブリッジにある、[[分光器|プリズム分光器]]を備え付けた口径25インチの望遠鏡でカペラを観測した。すると、複数の恒星の存在を示すスペクトルが得られ、Newallもカペラは連星であると結論付けた{{R|Newall1900}}。 |
|||
しかし、カペラAは恒星同士が非常に接近しているため、多くの天文台で観測が行われたが、大抵は2つの恒星に分離して観測する事は出来なかった{{R|torres2009}}。[[1919年]]、[[ジョン・オーガスト・アンダースン]]とFrancis Peaseは、[[ウィルソン山天文台]]で、[[干渉法]]を用いて観測した結果、カペラAの分離に成功した。翌年の[[1920年]]にカペラAの詳細な軌道要素を発表した{{R|Mason}}{{R|Anderson}}。これは、[[太陽系]]外では史上初めて、天文干渉法による他の恒星の観測が成功した例となった{{R|lr}}。[[1994年]]、ウィルソン山天文台の[[ウィルソン山天文台#干渉計|Mark III stellar干渉計]]を使用して、より高精度な軌道要素が判明した{{R|hummel94}}。<!--Capella also became the first astronomical object to be imaged by a separate element optical interferometer when it was imaged by the [[Cambridge Optical Aperture Synthesis Telescope]] in September 1995.<ref>{{cite journal|display-authors=6|author=Baldwin, J.E.|author2=Beckett, M.G.|author3=Boysen, R.C.|author4=Burns, D.|author5=Buscher, D.F.|author6=Cox, G.C.|author7=Haniff, C.A.|author8=Mackay, C.D.|author9=Nightingale, N.S.|author10=Rogers, J.|author11=Scheuer, P.A.G.|author12=Scott, T.R.|author13=Tuthill, P.G.|author14=Warner, P.J.|author15=Wilson, D.M.A.|author16=Wilson, R.W. |title=The first images from an optical aperture synthesis array: mapping of Capella with COAST at two epochs |journal=Astronomy and Astrophysics |volume=306 |date=1996 |pages=L13–L16 |bibcode=1996A&A...306L..13B}}.</ref>--> |
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[[1914年]]、[[フィンランド]]の天文学者Ragnar Furuhjelmは、カペラAと類似した[[固有運動]]を持った恒星が存在しており、この恒星がカペラ内の連星である事を発表した{{R|Furuhjelm}}。この恒星はカペラHと名付けられた。さらに、[[1936年]]2月には、Carl L. Stearnsは、この恒星も連星である可能性を指摘し{{R|Stearns}}し、同年[[9月]]に、[[ジェラルド・カイパー]]が連星である事を確認した{{R|Kuiper}}。 |
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== 観測 == |
|||
可視光では、カペラは黄白色に見える。しかし、望遠鏡による昼間での観測では、青空とのコントラストで、より明確に黄色がかってみえる。[[ぎょしゃ座]]では一番明るい恒星である。全天では、6番目に明るい恒星で、[[天の赤道]]よりも北側にある恒星の中では、[[アークトゥルス]]と[[スピカ]]に次いで、3番目に明るい。しかし、北緯40度付近では、4番目に明るい恒星になる<ref>Schaaf 2008, p. 146.</ref>。約16万年前から約21万年前は、視等級が-1.8等もあり、全天で一番明るい恒星であった。それ以前は、-1.1等の[[アルデバラン]]が一番明るかった。カペラとアルデバランは、地球からは近くにみえるため、[[ポラリス (恒星)|ポラリス]]と同様に北を示す[[指極星]]として認識されてきた<ref>Schaaf 2008, p. 155.</ref>。 |
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<!--後半英文のmarkには意味がありすぎて、和訳が不明 [[1603年]]に[[ヨハン・バイエル]]が作成した星図書「[[ウラノメトリア]]」では、Capella marks the charioteer's back.{{R|Wagman}} -->カペラは、[[ギリシア神話]]に登場するヤギ、[[アマルテイア]]とされ、数度ほど南西にある[[ぎょしゃ座ゼータ星|ζ星]]と[[ぎょしゃ座イータ星|η星]]のペアは、その子ヤギとされている{{R|注3|group="注"}}。現在、[[天の北極]]に最も近い1等星である<ref>Burnham 1978, p. 261.</ref>{{R|注4|group="注"}}。カペラは南緯44度以南では、地平線の上に昇る事はない。南緯44度は[[ニュージーランド]]の南端や[[アルゼンチン]]、[[チリ]]、[[フォークランド諸島]]などが当てはまる。一方、[[スカンディナヴィア半島]]や[[フランス]]、[[カナダ]]、[[北海道]]北部などが当てはまる北緯44度以北では、地平線に沈む事がない[[周極星]]になる。カペラから、ポラリスを通過する延長線上を引くと、[[こと座]]の[[ベガ]]に到達する。よって、カペラはベガに対してほぼ正反対の方向にある事が分かる{{R|Arnold}}。 |
|||
古代[[バビロニア]]では春分の日没直後、この恒星と新月とが西の空に並び懸かる日を元日としていた{{R|Nojiri}}。 |
古代[[バビロニア]]では春分の日没直後、この恒星と新月とが西の空に並び懸かる日を元日としていた{{R|Nojiri}}。 |
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== |
=== X線源 === |
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[[アメリカ合衆国|アメリカ]]の[[エアロビー|エアロビーHi]]ロケットは[[1962年]][[6月20日]]と[[1963年]][[3月15日]]に、[[赤経]]05<sup>h</sup> 09<sup>m</sup>、[[赤緯]]+45°付近の領域から強い[[X線]]を検出した。分析の結果、このX線源はカペラに由来しているものが判明した。[[1974年]][[4月5日]]に、[[X線天文学]]的な観測も始まった{{R|Catura}}。2回目の観測では、より容易に検出する事が出来た{{R|Fisher62}}。<!-- 訳不明 A rocket flight on that date briefly calibrated its attitude control system when a star sensor pointed the payload axis at Capella. During this period, X-rays in the range 0.2–1.6 keV were detected by an X-ray reflector system co-aligned with the star sensor.<ref name=Catura/> The X-ray luminosity (''L''<sub>x</sub>) of ~10<sup>24</sup> W (10<sup>31</sup> erg s<sup>−1</sup>) is four orders of magnitude above the Sun's X-ray luminosity.<ref name=Catura/>--> |
|||
[[太陽系]]に比較的近い星である。太陽とカペラは大体同じ色の光を放っているため、太陽も太陽系外から見たらカペラのような黄色い星に見える。黄色の恒星である点は一見太陽によく似るが、実態は大きく異なって2つの黄色[[巨星]]からなる[[分光連星]]である。2つの星の距離は0.72[[天文単位|au]]であり、104日周期で公転している{{R|Kaler}}。 |
|||
X線の原因は、カペラの[[コロナ]]に由来するとされている{{R|Ishibashi}}。カペラは、[[ドイツ]]の[[X線天文衛星]]、[[ROSAT]]の観測対象になった事から''1RXS J051642.2+460001''という別名称もある。[[アメリカ]]のX線天文衛星[[HEAO-1]]もX線源として、カペラを観測し、その結果、高温のコロナに恒星の磁気が閉じ込められいる可能性が示唆された{{R|Gudel}}。<!-- 訳が怪しい --> |
|||
また、この2つの星から11000au（約0.17光年）離れたところに赤色矮星同士のペア（2つの星の距離は約48.1au）が発見されており、全体としては4[[連星]]である。 |
|||
== 連星系 == |
|||
[[太陽系]]に比較的近い星である。太陽とカペラは大体同じ色の光を放っているため、太陽も太陽系外から見たらカペラのような黄色い星に見える。カペラは黄色巨星AaとAbからなる連星系と、赤色矮星HとLからなる連星系から成る{{R|chl}}。先述のとおり、Hを除く、カペラCからKは、同一視野内にある見かけの二重星で、カペラ系とは無関係である<ref>Schaaf, p. 154.</ref>。[[ヒッパルコス衛星]]による[[年周視差]]の値は、76.20ミリ秒で、誤差は0.46ミリ秒の範囲におさまっている{{R|simbad}}。この値に基づくと、カペラは地球から約42.8[[光年]]離れている事になる。 |
|||
[[1960年]]、アメリカの天文学者[[オリン・エッゲン]]は、[[視線速度]]と[[固有運動]]の分析から、カペラが[[ヒアデス星団]]のメンバーであると主張した。カペラとヒアデス星団の恒星は、年齢が似ているため、物理的にも可能性は皆無ではない。<!--訳不明 and those that are around 2.5 times as massive as the Sun have moved off the [[main sequence]] and are expanding and cooling into [[red giant]]s. He adopted the spectral values of G8III and G0III, but was concerned the hotter star's properties were not consistent with its companion if of the same age, and that it might have already been a red giant and be heating up once more.{{R|hr}}{{R|eggen1960}}--> |
|||
また、この2つの星から11000au（約0.17光年）離れたところに赤色矮星同士のペア（2つの星の距離は約48.1au）が発見されており、全体としては4[[連星]]である。 |
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カペラには連星系の影響で出来た[[太陽黒点|黒点]]があり、自転によりごくわずか変光する（但し眼視観測では変光はわからない）。このような[[変光星]]を'''[[りょうけん座]]RS型変光星'''という。 |
カペラには連星系の影響で出来た[[太陽黒点|黒点]]があり、自転によりごくわずか変光する（但し眼視観測では変光はわからない）。このような[[変光星]]を'''[[りょうけん座]]RS型変光星'''という。 |
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== 名称 == |
== 名称 == |
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学名はα Aurigae（略称はα Aur）。カペラとは[[ラテン語]]で「雌ヤギ」を意味する「Capra」の指小語である{{R|Kunitzsch}}。2016年6月30日、[[国際天文学連合]]の恒星の固有名に関するワーキンググループは、''Capella'' をぎょしゃ座α星の固有名として正式に承認した{{R|iaucsn}}。 |
学名はα Aurigae（略称はα Aur）。ぎょしゃ座α星という名称は[[バイエル符号]]による名称である。カペラとは[[ラテン語]]で「雌ヤギ」を意味する「Capra」の指小語である{{R|Kunitzsch}}。2016年6月30日、[[国際天文学連合]]の恒星の固有名に関するワーキンググループは、''Capella'' をぎょしゃ座α星の固有名として正式に承認した{{R|iaucsn}}。 |
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アラビア語では「おしゃれな男」という意味の「العيوق, al-cayyūq（アル・アイ＝ユーク）」と呼ばれる{{R|Kondo}}。 |
アラビア語では「おしゃれな男」という意味の「العيوق, al-cayyūq（アル・アイ＝ユーク）」と呼ばれる{{R|Kondo}}。 |
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{{ |
{{See also|[[星・星座に関する方言#ぎょしゃ座|カペラ（ぎょしゃ座）の方言]]}} |
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== 脚注 == |
== 脚注 == |
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<ref name="注1">視等級 + 5 + 5×log(年周視差(秒))より計算。有効桁小数第3位</ref> |
<ref name="注1">視等級 + 5 + 5×log(年周視差(秒))より計算。有効桁小数第3位</ref> |
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<ref name="注2">パーセクは1 ÷ 年周視差(秒)より計算（誤差も同様）、光年はパーセク×3.26より計算。各有効桁小数第2位</ref> |
<ref name="注2">パーセクは1 ÷ 年周視差(秒)より計算（誤差も同様）、光年はパーセク×3.26より計算。各有効桁小数第2位</ref> |
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<ref name="注3">The cooler and more massive star, the spectroscopic primary, is the visually fainter star. See Hummel et al. 1994, §1.</ref> |
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<ref name="注4">[[はくちょう座]]の[[デネブ]]とほぼ同じ赤緯であるが、カペラの方がわずかに北に位置する。なお、北極星ポラリスは2等星である。</ref> |
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=== 出典 === |
=== 出典 === |
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<ref name="simbad">{{cite web |
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| title=SIMBAD Astronomical Database |
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| title=SIMBAD Astronomical Database |
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| 258行目: | 279行目: | ||
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|title=Capella (α Aurigae) Revisited: New Binary Orbit, Physical Properties, and Evolutionary State |
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|title=The Spectroscopic Binary Capella |
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|author=Campbell, William Wallace |
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|authorlink=William Wallace Campbell |
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|journal=Astrophysical Journal |
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|volume=10 |
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|date=October 1899 |
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<ref name=Newall1899>{{cite journal |
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|title=Variable Velocities of Stars in the Line of Sight |
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|author=Newall, Hugh Frank |
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|journal=The Observatory |
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|date=December 1899 |
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<ref name=Newall1900>{{cite journal |
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|title=The Binary System of Capella| author= Newall, Hugh Frank |
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|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |
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|issue=6 |
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|date=March 1900 |
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|pages=418–420 |
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|bibcode=1900MNRAS..60..418N |
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|doi=10.1093/mnras/60.6.418}}</ref> |
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<ref name=torres2009>{{cite journal |
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|author=Torres, Guillermo |
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|author2=Claret, Antonio|author3=Young, Patrick A. |
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|date=2009 |
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|title=Binary Orbit, Physical Properties, and Evolutionary State of Capella (α Aurigae). |
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|journal=The Astrophysical Journal |
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|volume=700 |
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|issue=2 |
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|pages=1349–1381 |
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<ref name=Mason>{{cite book |
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|chapter=Classical Observations of Visual Binary and Multiple Stars |
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|author=Mason, B. |
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|pages=88–96 [94] |
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|title=Binary Stars as Critical Tools and Tests in Contemporary Astrophysics, Proceedings of the 240th Symposium of the International Astronomical Union, Held in Prague, Czech Republic |
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|date=August 22–25, 2006 |
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|editor= William I. Hartkopf |
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|editor2= Edward F. Guinan |
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|editor3= Petr Harmanec|publisher = Cambridge University Press |
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|isbn=0-521-86348-1 |
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|doi=10.1017/S1743921307003857}}</ref> |
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<ref name=Anderson>{{cite journal |
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|title=Application of Michelson's Interferometer Method to the Measurement of Close Double Stars |author= Anderson, J.A. |
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|journal=Astrophysical Journal |
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|volume=51 |
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|date=1920 |
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|pages= 263–75 |
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|doi=10.1086/142551 |
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|bibcode=1920ApJ....51..263A}}</ref> |
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<ref name=lr>[http://www.webcitation.org/query?url=http://www.geocities.com/CapeCanaveral/2309/page4.html&date=2009-10-25+06:32:31 Modern Optical Interferometry], ''Astronomical Optical Interferometry: A Literature Review'', Bob Tubbs, St. John's College, Cambridge, April 1997. Accessed on line December 4, 2016.</ref> |
|||
<ref name=hummel94>Very high precision orbit of Capella by long baseline interferometry, C. A. Hummel et al., ''The Astronomical Journal'' '''107''', #5 (May 1994), pp. 1859–1867, {{doi|10.1086/116995}}, {{bibcode|1994AJ....107.1859H}}. See §1 for spectral types, Table 1 for orbit, Table 5 for stellar parameters, and §6.3 for the age of the system.</ref> |
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<ref name=Furuhjelm>{{cite journal |
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|language=German |
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|title=Ein schwacher Begleiter zu Capella |
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|author=Furuhjelm, Ragnar |
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|authorlink=Ragnar Furuhjelm |
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|journal=Astronomische Nachrichten |
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|volume=197 |
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|issue=11 |
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|id=4715 |
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|date=April 1914 |
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|pages= 181–182 |
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|bibcode=1914AN....197..181F |
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|doi=10.1002/asna.19141971103}}</ref> |
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<ref name=Stearns>{{cite journal |
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|title=Note on duplicity of Capella H |
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|author= Stearns, Carl L. |
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|journal=Astronomical Journal |
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|volume=45 |
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|issue=1048 |
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|date=July 1936 |
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|page=120 |
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|doi=10.1086/105349 |
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|bibcode=1936AJ.....45..120S}}</ref> |
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<ref name=Kuiper>{{cite journal |
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|title=Confirmation of the Duplicity of Capella H |
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|author=Kuiper, Gerard P. |
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|journal=Astrophysical Journal |
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|volume=84 |
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|date=October 1936 |
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|page=359 |
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|doi=10.1086/143788 |
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|bibcode=1936ApJ....84Q.359K}}</ref> |
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<ref name=Wagman>{{cite book |
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|last=Wagman |
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|first=Morton |
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|date=2003 |
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|title=Lost Stars: Lost, Missing and Troublesome Stars from the Catalogues of Johannes Bayer, Nicholas Louis de Lacaille, John Flamsteed, and Sundry Others |
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|publisher=The McDonald & Woodward Publishing Company |
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|location=Blacksburg, Virginia |
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|isbn=978-0-939923-78-6 |
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|page=503}}</ref> |
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<ref name=Arnold>{{cite book |
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|last=Arnold |
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|first=H.P. |
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|title=The Photographic Atlas of the Stars |
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|date=1999|publisher=IOP Publishing Ltd. |
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|location=Bristol, UK |
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|page=68 |
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|url=https://books.google.com/books?id=YjcvJUfnWBAC&pg=PA52&dq=grus+constellation#v=onepage&q&f=false}}</ref> |
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<ref name=Fisher62>{{cite journal |
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|author=Fisher, Philip C. |
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|author2=Meyerott, Arthur J. |
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|title=Stellar X-Ray Emission |
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|date=1964 |
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|volume=139 |
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|pages=123–42 |
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|bibcode=1964ApJ...139..123F |
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|doi=10.1086/147742}}</ref> |
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<ref name=Catura>{{cite journal |
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|author=Catura, R.C. |
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|author2=Acton, L.W. |
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|author3=Johnson, H.M. |
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|title=Evidence for X-ray emission from Capella |journal=Astrophysical Journal |
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|date=1975 |
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|volume=196 |
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|issue=pt.2 |
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|pages=L47–49 |
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|doi=10.1086/181741 |
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|bibcode=1975ApJ...196L..47C}}</ref> |
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<ref name=Ishibashi>{{cite journal |
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|author=Ishibashi, Kazunori |
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|author2=Dewey, Daniel |
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|author3=Huenemoerder, David P. |
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|author4=Testa, Paola |title=Chandra/HETGS Observations of the Capella System: The Primary as a Dominating X-Ray Source |
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|journal=The Astrophysical Journal |
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|volume=644 |
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|issue=2 |
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|date=2006 |
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|pages=L117–L120 |
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|doi=10.1086/505702 |
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|bibcode=2006ApJ...644L.117I |
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|arxiv=astro-ph/0605383}}</ref> |
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<ref name=Gudel>{{cite journal |
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|author=Güdel, Manuel |
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|title=X-ray astronomy of stellar coronae |journal=The Astronomy and Astrophysics Review |
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|date=2004 |
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|volume=12 |
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|issue=2–3 |
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|pages=71–237 |
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|doi=10.1007/s00159-004-0023-2 |
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|arxiv=astro-ph/0406661 |
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|bibcode=2004A&ARv..12...71G}}</ref> |
|||
<ref name=chl>Capella HL, T. R. Ayres, pp. 202–204, in ''Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun: Proceedings of the Third Cambridge Workshop on Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun, Held in Cambridge, Massachusetts, October 5–7, 1983'', edited by Sallie L. Baliunas and Lee Hartmann, Berlin/Heidelberg, Springer-Verlag, 1984, Lecture Notes in Physics, vol. 193, ISBN 978-3-540-12907-3; {{doi|10.1007/3-540-12907-3_204}}, {{bibcode|1984LNP...193..202A}}</ref> |
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<ref name=hr>{{cite journal |
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|bibcode=1991bsc..book.....H |
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|title=The Bright star catalogue |
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|journal=New Haven, Conn.: Yale University Observatory, 5th rev.ed. |
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|year=1991 |
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|last1=Hoffleit |
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|first1=Dorrit |
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|last2=Jaschek |
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|first2=Carlos}}</ref> |
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<ref name="eggen1960">{{cite journal |
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|author=Eggen, Olin J |
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|date=1960 |
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|title=Stellar Groups, VII. The Structure of the Hyades Group |
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|journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] |
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|volume=120 |
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|issue=6 |
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|pages=540–62 |
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|bibcode=1960MNRAS.120..540E |
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|doi=10.1093/mnras/120.6.540}}</ref> |
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2016年12月4日 (日) 11:22時点における版
| カペラ Capella | ||
|---|---|---|
| 仮符号・別名 | ぎょしゃ座α星[1] | |
| 星座 | ぎょしゃ座 | |
| 見かけの等級 (mv) | 0.08[1] 0.03 - 0.16（変光）[2] | |
| 変光星型 | 疑わしい[2] | |
| 分類 | 4重連星 | |
| 位置 元期:J2000.0[1] | ||
| 赤経 (RA, α) | 05h 16m 41.35871s[1] | |
| 赤緯 (Dec, δ) | +45° 59′ 52.7693″[1] | |
| 赤方偏移 | 0.000097[1] | |
| 視線速度 (Rv) | 29.19 km/s[1] | |
| 固有運動 (μ) | 赤経: 75.25 ミリ秒/年[1] 赤緯: -426.89 ミリ秒/年[1] | |
| 年周視差 (π) | 76.20 ± 0.46ミリ秒[1] | |
| 距離 | 42.78 ± 0.26 光年[注 1] (13.12 ± 0.08 パーセク)[注 1] | |
| 絶対等級 (MV) | -0.510[注 2] | |
  | ||
カペラの位置
| ||
| 他のカタログでの名称 | ||
| Alhajoth ぎょしゃ座13番星[1] BD +45 1077[1], FK5 193[1] HD 34029[1], HIP 24608[1] HR 1708[1], SAO 40186[1] LTT11619[1] |
||
| ■Template （■ノート ■解説） ■Project | ||
| カペラAa | |
|---|---|
| 仮符号・別名 | カペラA ぎょしゃ座α星A[3] |
| 見かけの等級 (mv) | 0.71[3] |
| 分類 | 黄色巨星 |
| 位置 元期:J2000.0[3] | |
| 赤経 (RA, α) | 05h 16m 41.36s[3] |
| 赤緯 (Dec, δ) | +45° 59′ 53.0″[3] |
| 絶対等級 (MV) | 0.296[4] |
| 物理的性質 | |
| 半径 | 11.98 ± 0.57 R☉[4] |
| 質量 | 2.5687 ± 0.0074 M☉[4] |
| 表面重力 | 2.691 ± 0.041 (log g)[4] |
| 自転速度 | 4.1 ± 0.4 km/s[4] |
| 自転周期 | 104 ± 3 日[4] |
| スペクトル分類 | G8III[3] |
| 光度 | 78.7 ± 4.2 L☉[4] |
| 表面温度 | 4,970 ± 50 K |
| 金属量[Fe/H] | -0.04 ± 0.06[4] |
| ■Template （■ノート ■解説） ■Project | |
| カペラAb | |
|---|---|
| 仮符号・別名 | カペラB ぎょしゃ座α星B[5] |
| 見かけの等級 (mv) | 0.96[5] |
| 分類 | 黄色巨星 |
| 軌道要素と性質 元期:2448147.6 ± 2.6 JD[4] | |
| 軌道長半径 (a) | 0.056442 ± 0.000023"[4] (0.74272 ± 0.00069 au) |
| 離心率 (e) | 0.00089 ± 0.00011[4] |
| 公転周期 (P) | 104.02128 ± 0.00016 日[4] |
| 軌道傾斜角 (i) | 137.156 ± 0.046°[4] |
| 近日点引数 (ω) | 342.6 ± 9.0 JD° |
| 昇交点黄経 (Ω) | 40.522 ± 0.039° |
| 準振幅 (K) | 26.860 ± 0.0017 km/s[4] |
| 位置 元期:J2000.0[5] | |
| 赤経 (RA, α) | 05h 16m 41.4s[5] |
| 赤緯 (Dec, δ) | +45° 59′ 53″[5] |
| 固有運動 (μ) | 赤経: 77 ミリ秒/年[5] 赤緯: -424 ミリ秒/年[5] |
| 絶対等級 (MV) | 0.167[4] |
| 物理的性質 | |
| 半径 | 8.83 ± 0.33 R☉[4] |
| 質量 | 2.4828 ± 0.0067 M☉[4] |
| 表面重力 | 2.941 ± 0.032 (log g)[4] |
| 自転速度 | 35.0 ± 0.5 km/s[4] |
| 自転周期 | 8.5 ± 0.2 日[4] |
| スペクトル分類 | G0III[5] |
| 光度 | 72.7 ± 3.6 L☉[4] |
| 表面温度 | 5,730 ± 60 K[4] |
| 年齢 | 5.9 - 6.5 億年[4] |
| ■Template （■ノート ■解説） ■Project | |
カペラ[6] (Capella[7][8]) は、ぎょしゃ座α星、ぎょしゃ座で最も明るい恒星で全天21の1等星の1つ。冬のダイヤモンドを形成する恒星の1つでもある。
肉眼では、一つの恒星に見えるが、実は2つの恒星から成る連星が2組ある4重連星である。主星となる連星系はカペラAと呼ばれ、両者共にスペクトル型がG型の黄色巨星で、カペラAaとカペラAbと呼ばれる分光連星である[9]。2つの恒星は0.76au離れていて、極めて円に近い軌道を約106日で公転している。カペラAaはスペクトル型がG8III型で、AbはG0III型になっている。光度ではAaの方が明るいが、表面温度はAbの方が高い。質量はそれぞれ、太陽の約3.05倍と約2.57倍である。この2つの恒星は、核融合反応を終えた巨星になっているが、巨星の進化過程において、現在、どの過程にあるかは分かっていない。
伴星となる連星系は、カペラAから約1万au離れた位置にあり、赤色矮星同士から成る、暗い連星系である。それぞれの恒星はカペラHとカペラLと呼ばれる。カペラAbは「カペラB」とも呼ばれる。しかし、カペラCからGと、IからKの名称がつく恒星は偶然、カペラの近くに見える、見かけの二重星で、全て連星系とは無関係の恒星である。
観測の歴史
リック天文台で働いていたウィリアム・ウォレス・キャンベルは1896年8月から1897年2月まで、カペラのスペクトルを観測した。観測し続けると、カペラは地球に対して、9月から10月の間に青方偏移を起こしていたが、11月から2月の間は赤方偏移に転じた。これはカペラが地球からの距離が、短時間で変化している事を示す。キャンベルは、この距離の変化は連星によるものと結論付け、1899年に、カペラが分光連星である事を発表した[10][11]。ほぼ同じ頃に、イギリスの天文学者Hugh Newallは、ケンブリッジにある、プリズム分光器を備え付けた口径25インチの望遠鏡でカペラを観測した。すると、複数の恒星の存在を示すスペクトルが得られ、Newallもカペラは連星であると結論付けた[12]。
しかし、カペラAは恒星同士が非常に接近しているため、多くの天文台で観測が行われたが、大抵は2つの恒星に分離して観測する事は出来なかった[13]。1919年、ジョン・オーガスト・アンダースンとFrancis Peaseは、ウィルソン山天文台で、干渉法を用いて観測した結果、カペラAの分離に成功した。翌年の1920年にカペラAの詳細な軌道要素を発表した[14][15]。これは、太陽系外では史上初めて、天文干渉法による他の恒星の観測が成功した例となった[16]。1994年、ウィルソン山天文台のMark III stellar干渉計を使用して、より高精度な軌道要素が判明した[17]。
1914年、フィンランドの天文学者Ragnar Furuhjelmは、カペラAと類似した固有運動を持った恒星が存在しており、この恒星がカペラ内の連星である事を発表した[18]。この恒星はカペラHと名付けられた。さらに、1936年2月には、Carl L. Stearnsは、この恒星も連星である可能性を指摘し[19]し、同年9月に、ジェラルド・カイパーが連星である事を確認した[20]。
観測
可視光では、カペラは黄白色に見える。しかし、望遠鏡による昼間での観測では、青空とのコントラストで、より明確に黄色がかってみえる。ぎょしゃ座では一番明るい恒星である。全天では、6番目に明るい恒星で、天の赤道よりも北側にある恒星の中では、アークトゥルスとスピカに次いで、3番目に明るい。しかし、北緯40度付近では、4番目に明るい恒星になる[21]。約16万年前から約21万年前は、視等級が-1.8等もあり、全天で一番明るい恒星であった。それ以前は、-1.1等のアルデバランが一番明るかった。カペラとアルデバランは、地球からは近くにみえるため、ポラリスと同様に北を示す指極星として認識されてきた[22]。
カペラは、ギリシア神話に登場するヤギ、アマルテイアとされ、数度ほど南西にあるζ星とη星のペアは、その子ヤギとされている[注 3]。現在、天の北極に最も近い1等星である[23][注 4]。カペラは南緯44度以南では、地平線の上に昇る事はない。南緯44度はニュージーランドの南端やアルゼンチン、チリ、フォークランド諸島などが当てはまる。一方、スカンディナヴィア半島やフランス、カナダ、北海道北部などが当てはまる北緯44度以北では、地平線に沈む事がない周極星になる。カペラから、ポラリスを通過する延長線上を引くと、こと座のベガに到達する。よって、カペラはベガに対してほぼ正反対の方向にある事が分かる[24]。
古代バビロニアでは春分の日没直後、この恒星と新月とが西の空に並び懸かる日を元日としていた[25]。
X線源
アメリカのエアロビーHiロケットは1962年6月20日と1963年3月15日に、赤経05h 09m、赤緯+45°付近の領域から強いX線を検出した。分析の結果、このX線源はカペラに由来しているものが判明した。1974年4月5日に、X線天文学的な観測も始まった[26]。2回目の観測では、より容易に検出する事が出来た[27]。
X線の原因は、カペラのコロナに由来するとされている[28]。カペラは、ドイツのX線天文衛星、ROSATの観測対象になった事から1RXS J051642.2+460001という別名称もある。アメリカのX線天文衛星HEAO-1もX線源として、カペラを観測し、その結果、高温のコロナに恒星の磁気が閉じ込められいる可能性が示唆された[29]。
連星系
太陽系に比較的近い星である。太陽とカペラは大体同じ色の光を放っているため、太陽も太陽系外から見たらカペラのような黄色い星に見える。カペラは黄色巨星AaとAbからなる連星系と、赤色矮星HとLからなる連星系から成る[30]。先述のとおり、Hを除く、カペラCからKは、同一視野内にある見かけの二重星で、カペラ系とは無関係である[31]。ヒッパルコス衛星による年周視差の値は、76.20ミリ秒で、誤差は0.46ミリ秒の範囲におさまっている[1]。この値に基づくと、カペラは地球から約42.8光年離れている事になる。
1960年、アメリカの天文学者オリン・エッゲンは、視線速度と固有運動の分析から、カペラがヒアデス星団のメンバーであると主張した。カペラとヒアデス星団の恒星は、年齢が似ているため、物理的にも可能性は皆無ではない。
また、この2つの星から11000au（約0.17光年）離れたところに赤色矮星同士のペア（2つの星の距離は約48.1au）が発見されており、全体としては4連星である。 カペラには連星系の影響で出来た黒点があり、自転によりごくわずか変光する（但し眼視観測では変光はわからない）。このような変光星をりょうけん座RS型変光星という。
名称
学名はα Aurigae（略称はα Aur）。ぎょしゃ座α星という名称はバイエル符号による名称である。カペラとはラテン語で「雌ヤギ」を意味する「Capra」の指小語である[7]。2016年6月30日、国際天文学連合の恒星の固有名に関するワーキンググループは、Capella をぎょしゃ座α星の固有名として正式に承認した[8]。
アラビア語では「おしゃれな男」という意味の「العيوق, al-cayyūq（アル・アイ＝ユーク）」と呼ばれる[32]。
「カペラ（ぎょしゃ座）の方言」も参照
脚注
注釈
出典
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