「アルデバラン」の版間の差分

おうし座α星 B; α Tau B
見かけの等級 (mv)	13.6
分類	赤色矮星
位置
赤経 (RA, α)	04h 35m 57.21s
赤緯 (Dec, δ)	+16° 30′ 21.7″
固有運動 (μ)	赤経: 64 ミリ秒/年; 赤緯: -191 ミリ秒/年
絶対等級 (MV)	11.98[要出典]
物理的性質
半径	0.04 R☉[要出典]
質量	0.15 M☉[要出典]
スペクトル分類	M2V
光度	0.00014 L☉[要出典]
表面温度	3,050 K[要出典]
他のカタログでの名称
BD +16 629B,; GJ 171.1 B,GJ 9159 B; HD 29139 B
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アルデバラン; Aldebaran
仮符号・別名	おうし座α星
星座	おうし座
見かけの等級 (mv)	0.86; 0.75 - 0.95（変光）
変光星型	脈動変光星（LB）と推測
分類	橙色巨星
位置; 元期:J2000.0
赤経 (RA, α)	04h 35m 55.23907s
赤緯 (Dec, δ)	+16° 30′ 33.4885″
赤方偏移	0.000181
視線速度 (Rv)	54.26km/s
固有運動 (μ)	赤経: 63.45 ミリ秒/年; 赤緯: -188.94 ミリ秒/年
年周視差 (π)	48.94 ± 0.77ミリ秒
距離	66.61 ± 1.06 光年; (20.43 ± 0.33 パーセク)
絶対等級 (MV)	-0.692
	アルデバランの位置
物理的性質
半径	44.2 ± 0.9 R☉
質量	1.5 ± 0.3 M☉
表面重力	1.59 (log g)
自転周期	643 日
スペクトル分類	K5III
光度	518 ± 32 L☉
表面温度	3,910 K
色指数 (B-V)	+1.54
色指数 (U-B)	+1.90
色指数 (R-I)	+0.94
金属量[Fe/H]	-0.34
年齢	66 ± 24 億年
他のカタログでの名称
おうし座87番星; Parilicium, Cor Tauri; BD +16 629; FK5 168; HD 29139; HIP 21421; HR 1457, SAO 94027; LTT11462
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2017年4月4日 (火) 10:12時点における版

アルデバラン^[1] (Aldebaran^[2]^[3])、またはおうし座α星は、おうし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。木星の数倍の質量の惑星を持つ。

惑星探査機パイオニア10号は現在、おおよそ、アルデバランの方向へ飛行を続けているが、アルデバランに最接近するのは約200万年後と考えられている^[13]。

観測の歴史

西暦 509年の3月11日、ギリシアのアテネで、月によるアルデバランの星食（掩蔽）が観測された^[14]。1718年にイギリスの天文学者エドモンド・ハレーがその星食の記録を調べていると、アルデバランが数分、北に移動している事を発見した。よって、ハレーは恒星が長い年月をかけて移動していると結論付けた。これは固有運動と呼ばれ、後にシリウスとアークトゥルスでもそれが確認された。現在では、アルデバランは過去2000年間の間に、7分移動しており、これは満月の4分の1に相当する^[15]^[16]。また、1年間に0.2秒角の速度で南南東に動いており、秒速54 kmで太陽系から遠ざかっていることが分かっている。

イギリスの天文学者ウィリアム・ハーシェルは、1782年にアルデバランから117秒離れた位置に11等の伴星らしき天体を発見した^[17]。また、1888年にシャーバーン・バーナムは31秒離れた位置にある14等級の恒星とアルデバランを二重星として観測した。後の固有運動の測定から、ハーシェルが発見した恒星は、アルデバランと重力的に結合していない、見かけ上の二重星だと判明した。しかし、バーナムが発見した恒星は、アルデバランとほぼ同じ固有運動である事が判明し、アルデバランとは真の連星である事が示唆された^[18]。

1864年に、イギリスのTulse丘にある民間天文台で働いていたウィリアム・ハギンズは、最初のアルデバランのスペクトルの観測を行った。その結果、鉄、ナトリウム、カルシウム、マグネシウムなどの9つの成分が検出された。1886年、ハーバード大学天文台で観測を行っていたエドワード・ピッカリングは、写真乾板を使って、アルデバランのスペクトルから、50本の吸収線を捉えた。

アルデバランの角直径は1921年にウィルソン山天文台のフッカー望遠鏡に備えられている干渉計を使って、初めて測定された。その角直径は0.0237秒で、それまでの推定値とほぼ一致していた^[19]。

特徴

アルデバランは、スペクトル型K5III型に属する。これは、橙色に輝く巨大な恒星である事を示しており、すでに主系列星の段階を終えている。ヘルツシュプルング・ラッセル図（HR図）上でも、主系列の範囲から外れている。アルデバランが橙色をしているのは、核融合の燃料となる水素を使い果たして主系列星から赤色巨星に移行しているからであり、現在はヘリウムを核融合させている段階である。そのヘリウムが凝縮される事によって、外側の水素が外側に膨張しており、現在、アルデバランは太陽半径の44.2倍まで膨張している^[6]^[20]。これは約6,100万kmに相当する。

ヒッパルコス衛星によって測定された年周視差の値に基づくと、アルデバランまでの距離は約65.3光年(約20パーセク)となる^[21]。質量は、太陽質量の約50 %の誤差がある。光度は太陽光度の518倍にもなる変光星であり、肉眼で変光を確認するのは難しい。しかし、光電測光を用いなくても写真観測で僅かに変光するのが分かる。LB型の脈動変光星であり、0.75等から0.95等までわずかに明るさを変える^[5]。赤外線で観測したJバンドでの視等級は-2.1等で、これはベテルギウス(-2.9等)、かじき座R星(-2.6等)、アークトゥルス(-2.2等)に次いで明るい^[22]。

可視性

アルデバランは、夜空の中でも、見つけるのが最も簡単な恒星の1つである。オリオン座γ星からプレアデス星団の中間に位置する。オリオン座の真ん中に並んでいる3つの星を、東から西に結んで延長していくと、最初に突き当たる明るい星がアルデバランである。

地球から見ると、アルデバランのすぐ傍に散開星団のヒアデス星団が見える。双眼鏡でアルデバランを見ると、周囲にたくさんの星が輝いていて大変美しい。ヒアデス星団までの距離はアルデバランまでの倍以上の、約150光年とされているため、アルデバランはヒアデス星団のメンバーではなく、偶然重なっているように見えるだけだとされている。

黄道のすぐそばにあるため、毎年5月下旬から6月上旬には太陽がすぐそばを通り、この頃は地上からは全く観測することができない。同じように、惑星や月も頻繁にそばを通過する。時には月に隠されてしまう星食が起きることもある。1等星のなかで、月に隠されることがある恒星は、他にレグルス、スピカ、アンタレスがある。2015年 1月29日から2018年 9月3日までに49回、月による星食が起きる^[23]。北半球の中緯度地域では、12月上旬頃には、ほぼ一晩中アルデバランを観察することができる。また、春の夕方や、秋の明け方にも見えることができる。逆にオーストラリアや南アフリカでは、アルデバランの星食を観測する事は決して無い。アルデバランの直径は1978年 9月22日の星食中に測定された^[24]。合は毎年6月1日である^[25]。

二重星

アルデバランの周りには、5つの恒星が発見されている。これらは、アルデバランを「おうし座α星A」として、便宣上のアルファベットでの名前がつけられている。これらのデータの一覧を下に記す。

WDS 04359+1631 Catalogue Entry^[26]
アルファベットでの名称	視等級	分離角	位置角	調査年
B	13.60	31.60″	113°	2007
C	11.30	129.50″	32°	2011
D	13.70	?	?	?
E	12.00	36.10″	323°	2000
F	13.60	255.70″	121°	2000

いくつかの調査では、おうし座α星Bは、先述の通り、固有運動がアルデバランとほぼ一致しているため、物理的にも連星である可能性が高い。しかし、これらの恒星は、アルデバランが非常に明るいせいで、観測が困難である。観測結果にも誤差が大きく、アルデバランとの物理的関係を確立する事が出来ない。今のところ、Bや他の恒星が、アルデバランと物理的に関連している事は明確に示されていない^[27]。

CとDは連星を成しており、互いの恒星を公転しあっている。この連星は、アルデバランよりも遠くにあるヒアデス星団のメンバーである可能性があり、その場合、アルデバランとは全くの無関係になる^[17]。

各部の名称

学名はα Tauri（略称はαTau）^[4]。おうし座α星という名称はバイエル符号に基づくものである。アルデバランという名前は、アラビア語のアッ・ダバラーン（الدبران ; ad-dabarān、ad は定冠詞 al の連接形）に由来する^[2]。これは、「後に続くもの」という意味であり、アルデバランが東の地平線から昇ってくるときに、プレアデス星団の後に続いて昇ってくることからの命名である^[2]^[1]。

2016年に国際天文学連合(IAU)は、恒星に関するワーキンググループ(WGSN)を組織した^[28]。2016年6月30日に、ワーキンググループは、Aldebaran をおうし座α星Aの固有名として正式に承認した^[29]。現在、アルデバランはワーキンググループが正式に承認した恒星の固有名の一覧にリストアップされている^[3]。

日本では、後星（あとぼし）、統星の後星（すばるのあとぼし）、統星の尾の星などという、アラビア語と同じ発想の名前が見られる^[30]。また、赤星という、色に着目した名前もある^[1]。

「アルデバラン（おうし座）の方言」も参照

他言語での名称

ペルシアでは、Tascheterと呼ばれていた。

ギリシアでは、Paliliciumと呼ばれていた。

中世では、コル・タウリ（Cor Tauri）とも呼ばれており、これはラテン語で「牡牛の心臓」という意味である。現代英語では一般的にAldebaran (アルデバラン)、Alpha Tauri (アルファ・タウリ) と呼ばれる^[31]。

中世イングランドの詩人ジョン・ガワーは、アルデバランをAldeboranと記している^[32]。

中国では、畢宿五(Bìxiùwŭ)と呼ばれている。

神話

肉眼でも簡単に観測出来るアルデバランは古代、現代においても、様々な神話でモデルとなっている。

メキシコ: メキシコ北西部に居住するセリ族では、この星は7人の子（プレアデス星団を指す）を産んだ母として崇められている。Hant Caalajc Ipápjö、Queeto、そして、Azoj Yeen oo Caapという3つの名称で呼ばれている^[33]。

アボリジニ文化: オーストラリアのニューサウスウェールズ州北西部に居住しているアボリジニでは、この星は、別の男の妻を盗んだ先祖、Karambal とされている。盗まれた妻の夫は、彼を追いかけ、彼が隠れていた木を燃やした。そして、彼は煙となり、空にアルデバランとなって輝いていると伝えられている^[34]。

惑星系

詳細は「アルデバランb」を参照

1993年、アークトゥルスとポルックスと共に視線速度の観測が行われた。その結果、アルデバランAから約2au(約3億km)離れた距離を643日で公転している、下限質量が木星の11.4倍の惑星か褐色矮星が存在する可能性が示された。調査した3つの恒星全てに、何かしらの天体が存在する観測結果が得られた。研究者は、この結果は恒星固有のものである可能性が高いと結論付けた^[35]。そして、2015年の観測で、長周期で公転する惑星の存在を示す確かな証拠が発見された^[11]。

アルデバランAの惑星^[11]^[36]
名称（恒星に近い順）	質量	軌道長半径（天文単位）	公転周期 (日)	軌道離心率	軌道傾斜角	半径
b	≥6.47 ± 0.53 M_J	1.46 ± 0.27	628.96 ± 0.9	0.1 ± 0.05	—	—

占星術

占星術では、アルデバランは富と幸福の前兆となる幸運の星だと考えられてきた。ペルシア人にとっては、紀元前3000年頃から、アンタレス、フォーマルハウト、レグルスと並んで、ロイヤル・スター（王家の星）の1つだった。

脚注

[脚注の使い方]

注釈

^ ^a ^b 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
^ 視等級 + 5 + 5×log（年周視差（秒））より計算。有効桁小数第3位

出典

^ ^a ^b ^c ^d 原恵『星座の神話 - 星座史と星名の意味』（新装改訂版第4刷）恒星社厚生閣、2007年2月28日、219-220頁。ISBN 978-4-7699-0825-8。
^ ^a ^b ^c ^d Paul Kunitzsch; Tim Smart (2006). A Dictionary of Modern star Names: A Short Guide to 254 Star Names and Their Derivations. Sky Publishing. p. 54. ISBN 978-1-931559-44-7
^ ^a ^b ^c “IAU Catalog of Star Names”. 国際天文学連合. 2016年12月9日閲覧。
^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h ⁱ ^j ^k ^l ^m ⁿ ^o ^p ^q ^r ^s ^t “SIMBAD Astronomical Database”. Results for NAME ALDEBARAN. 2016年12月10日閲覧。
^ ^a ^b ^c “GCVS”. Results for alf Tau. 2015年10月12日閲覧。
^ ^a ^b Richichi, A.; Roccatagliata, V. (2005). “Aldebaran's angular diameter: How well do we know it?”. Astronomy & Astrophysics 433 (1): 305–312. arXiv:astro-ph/0502181. Bibcode: 2005A&A...433..305R. doi:10.1051/0004-6361:20041765. "We derive an average value of 19.96±0.03 milliarcsec for the uniform disk diameter. The corresponding limb-darkened value is 20.58±0.03 milliarcsec, or 44.2±0.9 R_☉."
^ Ohnaka, K. (May 2013). “Spatially resolved, high-spectral resolution observation of the K giant Aldebaran in the CO first overtone lines with VLTI/AMBER”. Astronomy & Astrophysics 553: 8. arXiv:1303.4763. Bibcode: 2013A&A...553A...3O. doi:10.1051/0004-6361/201321207. A3.
^ ^a ^b ^c ^d Piau, L.; Kervella, P.; Dib, S.; Hauschildt, P. (February 2011). “Surface convection and red-giant radius measurements”. Astronomy and Astrophysics 526: A100. arXiv:1010.3649. Bibcode: 2011A&A...526A.100P. doi:10.1051/0004-6361/201014442.
^ Koncewicz, R.; Jordan, C. (January 2007). “OI line emission in cool stars: calculations using partial redistribution”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 374 (1): 220–231. Bibcode: 2007MNRAS.374..220K. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.11130.x.
^ ^a ^b ^c 輝星星表第5版
^ ^a ^b ^c A. P. Hatzes; et al. (13 May 2015). "Long-lived, long-period radial velocity variations in Aldebaran: A planetary companion and stellar activity". arXiv:1505.03454 [astro-ph.EP]。 {{cite arXiv}}: |author=でet al.をそのまま入力しないでください。 (説明); 不明な引数|doi=は無視されます。 (説明); 不明な引数|version=は無視されます。 (説明)
^ ^a ^b ^c ^d ^e ^f ^g ^h ⁱ ^j ^k ^l “SIMBAD Astronomical Database”. Results for alp Tau B. 2016年12月10日閲覧。
^ Nieto, Michael Martin; Anderson, John D. (January 2007). “Search for a solution of the Pioneer anomaly”. Contemporary Physics 48 (1): 41–54. arXiv:0709.3866. Bibcode: 2007ConPh..48...41N. doi:10.1080/00107510701462061.
^ Lynn, W. T. (1885). “Occultation of Aldebaran in the sixth century. - Bliss, Astronomer Royal”. The Observatory 8: 86. Bibcode: 1885Obs.....8...86L.
^ Halley, Edmund (1717). “Considerations on the Change of the Latitudes of Some of the Principal Fixt Stars. By Edmund Halley, R. S. Sec”. Philosophical Transactions (1683-1775) 30: 736. Bibcode: 1717RSPT...30..736H. doi:10.1098/rstl.1717.0025.
^ Burnham, Robert (1978). Burnham's Celestial Handbook: An Observer's Guide to the Universe Beyond the Solar System. 3. Courier Corporation. p. 1810. ISBN 0486236730
^ ^a ^b Griffin, R. F. (September 1985). “Alpha Tauri CD - A well-known Hyades binary”. Publications of the Astronomical Society of the Pacific 97: 858–859. Bibcode: 1985PASP...97..858G. doi:10.1086/131616. ISSN 0004-6280.
^ Gore, John Ellard (1904). “Stellar Satellites”. Studies in astronomy. Chatto & Windus. pp. 107–109
^ Pease, F. G. (June 1921). “The Angular Diameter of a Bootis by the Interferometer”. Publications of the Astronomical Society of the Pacific 33 (193): 171. Bibcode: 1921PASP...33..171P. doi:10.1086/123068.
^ Richichi & Roccatagliata (2005) derived an angular diameter of 20.58±0.03 milliarcsec, which given a distance of 65 light years yields a diameter of 61 million km.
^ Gatewood, George (July 2008). “Astrometric Studies of Aldebaran, Arcturus, Vega, the Hyades, and Other Regions”. The Astronomical Journal 136 (1): 452–460. Bibcode: 2008AJ....136..452G. doi:10.1088/0004-6256/136/1/452.
^ Cutri, R. M.; Skrutskie, M. F.; Van Dyk, S.; Beichman, C. A.; Carpenter, J. M.; Chester, T.; Cambresy, L.; Evans, T. et al. (2003). “VizieR Online Data Catalog: 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources (Cutri+ 2003)”. VizieR On-line Data Catalog: II/246. Originally published in: 2003yCat.2246....0C 2246. Bibcode: 2003yCat.2246....0C.
^ Können, G. P.; Meeus, J. (1972). “Occultation series of five stars”. Journal of the British Astronomical Association 82: 431. Bibcode: 1972JBAA...82..431K.
^ White, N. M. (June 1979). “Lunar occultation of the Hyades and diameters of Alpha Tauri and Theta-1 Tauri”. The Astronomical Journal 84: 872–876. Bibcode: 1979AJ.....84..872W. doi:10.1086/112489.
^ Star Maps created using XEphem (2008年). “LASCO Star Maps (identify objects in the field of view for any day of the year)”. Large Angle and Spectrometric Coronagraph Experiment (LASCO). 2012年6月1日閲覧。 2012 (with Venus and Mercury) and 2011
^ Mason, B. D. et al. (2014). “The Washington Visual Double Star Catalog”. The Astronomical Journal 122 (6): 3466–3471. Bibcode: 2001AJ....122.3466M. doi:10.1086/323920.
^ Poveda, A. et al. (April 1994). “Statistical studies of visual double and multiple stars. II. A catalogue of nearby wide binary and multiple systems”. Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica 28 (1): 43–89. Bibcode: 1994RMxAA..28...43P.
^ “IAU Working Group on Star Names (WGSN)”. 国際天文学連合. 2017年1月2日閲覧。
^ “Bulletin of the IAU Working Group on Star Names, No. 1”. 国際天文学連合. 2017年1月2日閲覧。
^ 野尻, 抱影『日本星名辞典』（七）東京堂出版、1986年4月10日、127-128頁。ISBN 978-4490100785。
^ “Aldebaran - star - Britannica.com”. 2016年1月24日閲覧。
^ Confessio Amantis VII.1310
^ Moser, Mary B.; Marlett, Stephen A. (2005) (Spanish, English) (PDF). Comcáac quih yaza quih hant ihíip hac: Diccionario seri-español-inglés. Hermosillo, Sonora and Mexico City: Universidad de Sonora and Plaza y Valdés Editores
^ Clarke, Philip A. (2007). Aboriginal People and Their Plants. New South Wales: Rosenberg Publishing Pty Ltd.. p. 30
^ Hatzes, A.; Cochran, W. (1993). “Long-period radial velocity variations in three K giants”. The Astrophysical Journal 413 (1): 339–348. Bibcode: 1993ApJ...413..339H. doi:10.1086/173002.
^ “Planet Aldebaran b”. The Extrasolar Planet Encyclopaedia. 2013年1月17日閲覧。

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 == 観測の歴史 ==
-[[西暦]][[509年]]の[[3月11日]]、ギリシアの[[アテネ]]で、[[月]]によるアルデバランの星食が観測された<ref>{{cite journal|bibcode=1885Obs.....8...86L|title=Occultation of Aldebaran in the sixth century. - Bliss, Astronomer Royal|journal=The Observatory|volume=8|pages=86|author1=Lynn|first1=W. T.|date=1885}}</ref>。[[1718年]]に[[イギリス]]の天文学者[[エドモンド・ハレー]]がその星食の記録を調べていると、アルデバランが数分、北に移動している事を発見した。よって、ハレーは恒星が長い年月をかけて移動していると結論付けた。これは[[固有運動]]と呼ばれ、後に[[シリウス]]と[[アークトゥルス]]でもそれが確認された。現在では、アルデバランは過去2000年間の間に、7分移動しており、これは[[満月]]の4分の1に相当する<ref>{{cite journal|bibcode=1717RSPT...30..736H|title=Considerations on the Change of the Latitudes of Some of the Principal Fixt Stars. By Edmund Halley, R. S. Sec|journal=Philosophical Transactions (1683-1775)|volume=30|pages=736|author1=Halley|first1=Edmund|year=1717|doi = 10.1098/rstl.1717.0025 }}</ref><ref>{{cite book|first1=Robert|last1=Burnham|title=Burnham's Celestial Handbook: An Observer's Guide to the Universe Beyond the Solar System|page=1810|volume=3|isbn=0486236730|publisher=Courier Corporation|url=https://books.google.com/books?id=tBQoCSRdLAAC&pg=PA1810|date=1978}}</ref>。また、1年間に0.2秒角の速度で南南東に動いており、秒速54kmで[[太陽系]]から遠ざかっていることが分かっている。
+[[西暦]][[509年]]の[[3月11日]]、ギリシアの[[アテネ]]で、[[月]]によるアルデバランの[[食 (天文)|星食]]（[[掩蔽]]）が[[観測]]された<ref>{{cite journal|bibcode=1885Obs.....8...86L|title=Occultation of Aldebaran in the sixth century. - Bliss, Astronomer Royal|journal=The Observatory|volume=8|pages=86|author1=Lynn|first1=W. T.|date=1885}}</ref>。[[1718年]]に[[イギリス]]の天文学者[[エドモンド・ハレー]]がその星食の記録を調べていると、アルデバランが数[[分 (角度)|分]]、北に移動している事を発見した。よって、ハレーは恒星が長い年月をかけて移動していると結論付けた。これは[[固有運動]]と呼ばれ、後に[[シリウス]]と[[アークトゥルス]]でもそれが確認された。現在では、アルデバランは過去2000年間の間に、7分移動しており、これは[[満月]]の4分の1に相当する<ref>{{cite journal|bibcode=1717RSPT...30..736H|title=Considerations on the Change of the Latitudes of Some of the Principal Fixt Stars. By Edmund Halley, R. S. Sec|journal=Philosophical Transactions (1683-1775)|volume=30|pages=736|author1=Halley|first1=Edmund|year=1717|doi = 10.1098/rstl.1717.0025 }}</ref><ref>{{cite book|first1=Robert|last1=Burnham|title=Burnham's Celestial Handbook: An Observer's Guide to the Universe Beyond the Solar System|page=1810|volume=3|isbn=0486236730|publisher=Courier Corporation|url=https://books.google.com/books?id=tBQoCSRdLAAC&pg=PA1810|date=1978}}</ref>。また、1年間に0.2[[秒 (角度)|秒角]]の速度で南南東に動いており、秒速54 kmで[[太陽系]]から遠ざかっていることが分かっている。
 イギリスの天文学者[[ウィリアム・ハーシェル]]は、[[1782年]]にアルデバランから117秒離れた位置に11等の伴星らしき天体を発見した<ref name=CD>{{cite journal|title=Alpha Tauri CD - A well-known Hyades binary|last1=Griffin|first1=R. F.|journal=[[Publications of the Astronomical Society of the Pacific]]|issn=0004-6280|volume=97|date=September 1985|pages=858–859|doi=10.1086/131616|bibcode=1985PASP...97..858G}}</ref>。また、[[1888年]]に[[シャーバーン・バーナム]]は31秒離れた位置にある14等級の恒星とアルデバランを[[二重星]]として観測した。後の固有運動の測定から、ハーシェルが発見した恒星は、アルデバランと重力的に結合していない、見かけ上の二重星だと判明した。しかし、バーナムが発見した恒星は、アルデバランとほぼ同じ固有運動である事が判明し、アルデバランとは真の[[連星]]である事が示唆された<ref>{{cite book|first1=John Ellard|last1=Gore|title=Studies in astronomy|pages=107–109|chapter=Stellar Satellites|publisher=Chatto & Windus|date=1904|url=https://books.google.com/books?id=zAs6AAAAMAAJ&pg=PA107}}</ref>。
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 == 特徴 ==
 [[ファイル:Aldebaran-Sun comparison-en.svg|thumb|right|200px|アルデバランと太陽の比較]]
-アルデバランは、[[スペクトル型]]K5III型に属する。これは、橙色に輝く巨大な恒星である事を示しており、すでに[[主系列星]]の段階を終えている。[[ヘルツシュプルング・ラッセル図]](HR図)上でも、主系列の範囲から外れている。アルデバランが橙色をしているのは、[[核融合]]の燃料となる[[水素]]を使い果たして[[主系列星]]から[[赤色巨星]]に移行しているからであり、現在は[[ヘリウム]]を核融合させている段階である。そのヘリウムが凝縮される事によって、外側の水素が外側に膨張しており、現在、アルデバランは[[太陽半径]]の44.2倍まで膨張している<ref name="aldiam"/><ref>Richichi & Roccatagliata (2005) derived an angular diameter of 20.58±0.03 milliarcsec, which given a distance of 65 light years yields a diameter of 61 million km.</ref>。これは約6,100万kmに相当する。
+アルデバランは、[[スペクトル型]]K5III型に属する。これは、[[橙色]]に輝く巨大な恒星である事を示しており、すでに[[主系列星]]の段階を終えている。[[ヘルツシュプルング・ラッセル図]]（HR図）上でも、主系列の範囲から外れている。アルデバランが橙色をしているのは、[[核融合]]の燃料となる[[水素]]を使い果たして[[主系列星]]から[[赤色巨星]]に移行しているからであり、現在は[[ヘリウム]]を核融合させている段階である。そのヘリウムが凝縮される事によって、外側の水素が外側に膨張しており、現在、アルデバランは[[太陽半径]]の44.2倍まで膨張している<ref name="aldiam"/><ref>Richichi & Roccatagliata (2005) derived an angular diameter of 20.58±0.03 milliarcsec, which given a distance of 65 light years yields a diameter of 61 million km.</ref>。これは約6,100万kmに相当する。
-[[ヒッパルコス衛星]]によって測定された[[年周視差]]の値に基づくと、アルデバランまでの距離は約65.3[[光年]](約20[[パーセク]])となる<ref name="Gatewood2008">{{cite journal|last1=Gatewood|first1=George|title=Astrometric Studies of Aldebaran, Arcturus, Vega, the Hyades, and Other Regions|journal=The Astronomical Journal|volume=136|issue=1|pages=452–460|date=July 2008|doi=10.1088/0004-6256/136/1/452|bibcode=2008AJ....136..452G}}</ref>。質量は、[[太陽質量]]の約50%の誤差がある。光度は[[太陽光度]]の518倍にもなる[[変光星]]であり、肉眼で変光を確認するのは難しい。しかし、光電測光を用いなくても写真観測で僅かに変光するのが分かる。LB型の[[脈動変光星]]であり、0.75等から0.95等までわずかに明るさを変える{{R|GCVS}}。[[赤外線]]で観測したJバンドでの視等級は-2.1等で、これは[[ベテルギウス]](-2.9等)、[[かじき座R星]](-2.6等)、[[アークトゥルス]](-2.2等)に次いで明るい<ref>{{cite journal|bibcode=2003yCat.2246....0C|title=VizieR Online Data Catalog: 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources (Cutri+ 2003)|journal=VizieR On-line Data Catalog: II/246.  Originally published in: 2003yCat.2246....0C|volume=2246|author1=Cutri|first1=R. M.|last2=Skrutskie|first2=M. F.|last3=Van Dyk|first3=S.|last4=Beichman|first4=C. A.|last5=Carpenter|first5=J. M.|last6=Chester|first6=T.|last7=Cambresy|first7=L.|last8=Evans|first8=T.|last9=Fowler|first9=J.|last10=Gizis|first10=J.|last11=Howard|first11=E.|last12=Huchra|first12=J.|last13=Jarrett|first13=T.|last14=Kopan|first14=E. L.|last15=Kirkpatrick|first15=J. D.|last16=Light|first16=R. M.|last17=Marsh|first17=K. A.|last18=McCallon|first18=H.|last19=Schneider|first19=S.|last20=Stiening|first20=R.|last21=Sykes|first21=M.|last22=Weinberg|first22=M.|last23=Wheaton|first23=W. A.|last24=Wheelock|first24=S.|last25=Zacarias|first25=N.|year=2003}}</ref>。
+[[ヒッパルコス衛星]]によって測定された[[年周視差]]の値に基づくと、アルデバランまでの距離は約65.3[[光年]](約20[[パーセク]])となる<ref name="Gatewood2008">{{cite journal|last1=Gatewood|first1=George|title=Astrometric Studies of Aldebaran, Arcturus, Vega, the Hyades, and Other Regions|journal=The Astronomical Journal|volume=136|issue=1|pages=452–460|date=July 2008|doi=10.1088/0004-6256/136/1/452|bibcode=2008AJ....136..452G}}</ref>。質量は、[[太陽質量]]の約50 %の誤差がある。光度は[[太陽光度]]の518倍にもなる[[変光星]]であり、肉眼で変光を確認するのは難しい。しかし、[[光電測光器|光電測光]]を用いなくても写真観測で僅かに変光するのが分かる。LB型の[[脈動変光星]]であり、0.75等から0.95等までわずかに明るさを変える{{R|GCVS}}。[[赤外線]]で観測したJバンドでの視等級は-2.1等で、これは[[ベテルギウス]](-2.9等)、[[かじき座R星]](-2.6等)、[[アークトゥルス]](-2.2等)に次いで明るい<ref>{{cite journal|bibcode=2003yCat.2246....0C|title=VizieR Online Data Catalog: 2MASS All-Sky Catalog of Point Sources (Cutri+ 2003)|journal=VizieR On-line Data Catalog: II/246.  Originally published in: 2003yCat.2246....0C|volume=2246|author1=Cutri|first1=R. M.|last2=Skrutskie|first2=M. F.|last3=Van Dyk|first3=S.|last4=Beichman|first4=C. A.|last5=Carpenter|first5=J. M.|last6=Chester|first6=T.|last7=Cambresy|first7=L.|last8=Evans|first8=T.|last9=Fowler|first9=J.|last10=Gizis|first10=J.|last11=Howard|first11=E.|last12=Huchra|first12=J.|last13=Jarrett|first13=T.|last14=Kopan|first14=E. L.|last15=Kirkpatrick|first15=J. D.|last16=Light|first16=R. M.|last17=Marsh|first17=K. A.|last18=McCallon|first18=H.|last19=Schneider|first19=S.|last20=Stiening|first20=R.|last21=Sykes|first21=M.|last22=Weinberg|first22=M.|last23=Wheaton|first23=W. A.|last24=Wheelock|first24=S.|last25=Zacarias|first25=N.|year=2003}}</ref>。
 <!-- The [[photosphere]] shows abundances of carbon, oxygen, and nitrogen that suggest the giant has gone through its first [[dredge-up]] stage—a normal step in the evolution of a star into a red giant during which material from deep within the star is brought up to the surface by [[Convection zone|convection]].<ref name="Ohnaka2013"/> With its slow rotation, Aldebaran lacks a [[Dynamo theory|dynamo]] needed to generate a [[corona]] and hence is not a source of [[X-ray astronomy|hard X-ray emission]]. However, small scale [[Stellar magnetic field|magnetic fields]] may still be present in the lower atmosphere, resulting from convection turbulence near the surface. (The measured strength of the magnetic field on Aldebaran is 0.22&nbsp;[[Gauss (unit)|G]].<ref>{{cite journal|display-authors=1|last1=Aurière|first1=M.|last2=Konstantinova-Antova|first2=R.|last3=Charbonnel|first3=C.|last4=Wade|first4=G. A.|last5=Tsvetkova|first5=S.|last6=Petit|first6=P.|last7=Dintrans|first7=B.|last8=Drake|first8=N. A.|last9=Decressin|first9=T.|last10=Lagarde|first10=N.|last11=Donati|first11=J.-F.|last12=Roudier|first12=T.|last13=Lignières|first13=F.|last14=Schröder|first14=K.-P.|last15=Landstreet|first15=J. D.|last16=Lèbre|first16=A.|last17=Weiss|first17=W. W.|last18=Zahn|first18=J.-P.|title=The magnetic fields at the surface of active single G-K giants|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=574|id=A90|pages=30|date=February 2015|doi=10.1051/0004-6361/201424579|bibcode=2015A&A...574A..90A|arxiv=1411.6230}}</ref>) Any resulting soft X-ray emissions from this region may be attenuated by the [[chromosphere]], although ultraviolet emission has been detected in the spectrum.<ref name=apj598_1_610>{{cite journal|last1=Ayres|first1=Thomas R.|last2=Brown|first2=Alexander|last3=Harper|first3=Graham M.|title=Buried Alive in the Coronal Graveyard|journal=The Astrophysical Journal|volume=598|issue=1|pages=610–625|date=November 2003|doi=10.1086/378699|bibcode=2003ApJ...598..610A}}</ref>The star is currently losing mass at a rate of {{nowrap|(1–1.6) × 10<sup>−11</sup> M<sub>⊙</sub> yr<sup>−1</sup>}} with a velocity of {{nowrap|30 km s<sup>−1</sup>}}.<ref name="Ohnaka2013"/> This [[stellar wind]] may be generated by the weak magnetic fields in the lower atmosphere.<ref name=apj598_1_610/>
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 アルデバランは、夜空の中でも、見つけるのが最も簡単な恒星の1つである。[[オリオン座ガンマ星|オリオン座&gamma;星]]から[[プレアデス星団]]の中間に位置する。オリオン座の真ん中に並んでいる3つの星を、東から西に結んで延長していくと、最初に突き当たる明るい星がアルデバランである。
-地球から見ると、アルデバランのすぐ傍に[[散開星団]]の[[ヒアデス星団]]が見える。[[双眼鏡]]でアルデバランを見ると、周囲にたくさんの星が輝いていて大変美しい。ヒアデス星団までの距離はアルデバランまでの倍以上の、約150光年とされているため、アルデバランはヒアデス星団のメンバーではなく、偶然重なっているように見えるだけだとされている。
+地球から見ると、アルデバランのすぐ傍に[[散開星団]]の[[ヒアデス星団]]が見える。[[双眼鏡]]でアルデバランを見ると、周囲にたくさんの星が輝いていて大変美しい。ヒアデス星団までの距離はアルデバランまでの倍以上の、約150[[光年]]とされているため、アルデバランはヒアデス星団のメンバーではなく、偶然重なっているように見えるだけだとされている。
 [[黄道]]のすぐそばにあるため、毎年[[5月]]下旬から[[6月]]上旬には太陽がすぐそばを通り、この頃は地上からは全く観測することができない。同じように、惑星や月も頻繁にそばを通過する。時には月に隠されてしまう星食が起きることもある。1等星のなかで、月に隠されることがある恒星は、他に[[レグルス]]、[[スピカ]]、[[アンタレス]]がある。[[2015年]][[1月29日]]から[[2018年]][[9月3日]]までに49回、月による星食が起きる<ref name=konnen>{{cite journal|bibcode=1972JBAA...82..431K|title=Occultation series of five stars|journal=Journal of the British Astronomical Association|volume=82|pages=431|author1=Können|first1=G. P.|last2=Meeus|first2=J.|year=1972}}</ref>。[[北半球]]の中緯度地域では、[[12月]]上旬頃には、ほぼ一晩中アルデバランを観察することができる。また、春の夕方や、秋の明け方にも見えることができる。逆に[[オーストラリア]]や[[南アフリカ]]では、アルデバランの星食を観測する事は決して無い。アルデバランの直径は[[1978年]][[9月22日]]の星食中に測定された<ref>{{cite journal|title=Lunar occultation of the Hyades and diameters of Alpha Tauri and Theta-1 Tauri|last1=White|first1=N. M.|journal=[[The Astronomical Journal]]|volume=84|date=June 1979|pages=872–876|doi=10.1086/112489|bibcode=1979AJ.....84..872W}}</ref>。[[合 (天文)|合]]は毎年[[6月1日]]である<ref name="LASCO">{{cite web|date=2008|title=LASCO Star Maps (identify objects in the field of view for any day of the year)|publisher=Large Angle and Spectrometric Coronagraph Experiment (LASCO)|author=Star Maps created using XEphem|url=http://lasco-www.nrl.navy.mil/index.php?p=sky/starmap|accessdate=2012-06-01}} [http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/REPROCESSING/Completed/2012/c3/20120601/20120601_0930_c3_1024.jpg 2012 (with Venus and Mercury)] and [http://sohowww.nascom.nasa.gov/data/REPROCESSING/Completed/2011/c3/20110601/20110601_0006_c3_1024.jpg 2011]</ref>。
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 === 他言語での名称 ===
-*[[ペルシア]]では、''Tascheter''と呼ばれていた。
+* [[ペルシア]]では、''Tascheter''と呼ばれていた。
-*[[ギリシア]]では、''Palilicium''と呼ばれていた。
+* [[ギリシア]]では、''Palilicium''と呼ばれていた。
-*中世では、コル・タウリ（{{lang|la|Cor Tauri}}）とも呼ばれており、これは[[ラテン語]]で「牡牛の心臓」という意味である。現代[[英語]]では一般的にAldebaran (アルデバラン)、Alpha Tauri (アルファ・タウリ) と呼ばれる<ref>{{Cite web|url=http://www.britannica.com/place/Aldebaran|title= Aldebaran - star - Britannica.com |accessdate=2016-01-24}}</ref>。
+* 中世では、コル・タウリ（{{lang|la|Cor Tauri}}）とも呼ばれており、これは[[ラテン語]]で「牡牛の心臓」という意味である。現代[[英語]]では一般的にAldebaran (アルデバラン)、Alpha Tauri (アルファ・タウリ) と呼ばれる<ref>{{Cite web|url=http://www.britannica.com/place/Aldebaran|title= Aldebaran - star - Britannica.com |accessdate=2016-01-24}}</ref>。
-*中世イングランドの詩人[[ジョン・ガワー]]は、アルデバランを''Aldeboran''と記している<ref>Confessio Amantis VII.1310</ref>。
+* 中世イングランドの詩人[[ジョン・ガワー]]は、アルデバランを''Aldeboran''と記している<ref>Confessio Amantis VII.1310</ref>。
-*[[中国]]では、{{lang|zh|[[:zh:畢宿五|畢宿五]]}}(''{{lang|zh-Latn|Bìxiùwŭ}}'')と呼ばれている。
+* [[中国]]では、{{lang|zh|[[:zh:畢宿五|畢宿五]]}}(''{{lang|zh-Latn|Bìxiùwŭ}}'')と呼ばれている。
 <!-- *In [[Hindu astronomy]] it is identified as the [[Rohini (nakshatra)|lunar mansion Rohini]] ("the red one") and as one of the twenty-seven daughters of [[Daksha]] and the wife of the god [[Chandra]] (moon). -->
 === 神話 ===
 肉眼でも簡単に観測出来るアルデバランは古代、現代においても、様々な神話でモデルとなっている。
-*[[メキシコ]]: メキシコ北西部に居住する[[セリ族]]では、この星は7人の子（プレアデス星団を指す）を産んだ母として崇められている。''Hant Caalajc Ipápjö''、''Queeto''、そして、''Azoj Yeen oo Caap''という3つの名称で呼ばれている<ref>{{cite book |last1=Moser |first1=Mary B. |first2=Stephen A. |last2=Marlett |title=Comcáac quih yaza quih hant ihíip hac: Diccionario seri-español-inglés |url=http://lengamer.org/admin/language_folders/seri/user_uploaded_files/links/File/DiccionarioSeri2005.pdf |format=PDF|date=2005 |publisher=Universidad de Sonora and Plaza y Valdés Editores |location=Hermosillo, Sonora and Mexico City |language=Spanish, English}}</ref>。
+* [[メキシコ]]: メキシコ北西部に居住する[[セリ族]]では、この星は7人の子（プレアデス星団を指す）を産んだ母として崇められている。''Hant Caalajc Ipápjö''、''Queeto''、そして、''Azoj Yeen oo Caap''という3つの名称で呼ばれている<ref>{{cite book |last1=Moser |first1=Mary B. |first2=Stephen A. |last2=Marlett |title=Comcáac quih yaza quih hant ihíip hac: Diccionario seri-español-inglés |url=http://lengamer.org/admin/language_folders/seri/user_uploaded_files/links/File/DiccionarioSeri2005.pdf |format=PDF|date=2005 |publisher=Universidad de Sonora and Plaza y Valdés Editores |location=Hermosillo, Sonora and Mexico City |language=Spanish, English}}</ref>。
-*アボリジニ文化: [[オーストラリア]]の[[ニューサウスウェールズ州]]北西部に居住している[[アボリジニ]]では、この星は、別の男の妻を盗んだ先祖、''Karambal'' とされている。盗まれた妻の夫は、彼を追いかけ、彼が隠れていた木を燃やした。そして、彼は煙となり、空にアルデバランとなって輝いていると伝えられている<ref>{{cite book|page=30|url=https://books.google.com/books?id=BrQdF-uBCXgC |title=Aboriginal People and Their Plants|first1=Philip A.|last1=Clarke|publication-place=New South Wales|publisher=Rosenberg Publishing Pty Ltd.|date=2007}}</ref>。
+* アボリジニ文化: [[オーストラリア]]の[[ニューサウスウェールズ州]]北西部に居住している[[アボリジニ]]では、この星は、別の男の妻を盗んだ先祖、''Karambal'' とされている。盗まれた妻の夫は、彼を追いかけ、彼が隠れていた木を燃やした。そして、彼は煙となり、空にアルデバランとなって輝いていると伝えられている<ref>{{cite book|page=30|url=https://books.google.com/books?id=BrQdF-uBCXgC |title=Aboriginal People and Their Plants|first1=Philip A.|last1=Clarke|publication-place=New South Wales|publisher=Rosenberg Publishing Pty Ltd.|date=2007}}</ref>。
 == 惑星系 ==

2017年4月4日 (火) 10:12時点における版

観測の歴史

特徴

可視性

二重星

各部の名称

他言語での名称

神話

惑星系

占星術

脚注

注釈

出典

関連項目