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タグ: サイズの大幅な増減
14行目:
| 視直径 =
| 変光星型 = [[脈動変光星]]（LB）と推測{{R|GCVS}}
| 分類 = 橙色[[巨星]]
}}
{{天体 位置
21行目:
| 赤経 = {{RA|04|35|55.23907}}{{R|simbad}}
| 赤緯 = {{DEC|+16|30|33.4885}}{{R|simbad}}
| 視線速度 = 54.26km/s{{R|simbad}}
| 固有運動 = [[赤経]]: 63.45 [[秒 (角度)|ミリ秒]]/年{{R|simbad}}<br />[[赤緯]]: -188.94 [[秒 (角度)|ミリ秒]]/年{{R|simbad}}
| 年周視差 = 48.94 ± 0.77ミリ秒{{R|simbad}}
| 距離 = 66.61 ± 1.06 [[光年]]{{R|注2|group="注"}}<br />(20.43 ± 0.33 [[パーセク]]){{R|注2|group="注"}})
| 赤方偏移 = 0.000181{{R|simbad}}
| 絶対等級 = -0.692{{R|注1|group="注"}}
| 星図位置画像 = Taurus_constellation_map.svg
| 位置画像top = 50
| 位置画像left = 48
| 画像説明 = アルデバランの位置
}}
{{天体 物理
| 色 = 恒星
| 半径 = 44.2 ± 0.9 [[太陽半径|''R''<sub>☉</sub>]]{{R|aldiam}}
| 質量 = 21.5 ± 0.3 [[太陽質量|M<sub>☉</sub>]]{{R|exoplanetOhnaka2013}}
| 表面重力 = 1.59 (log g){{R|aaa526_A100}}
| 脱出速度 =
| 自転周期 = 643 [[日]]{{R|mnras374_1_220}}
| スペクトル分類 = K5III{{R|simbad}}
| 光度 = 350518 ± 32 [[太陽光度|''L''<sub>☉</sub>]]{{R|aaa526_A100}}
| 赤道傾斜角 =
| 表面温度 = 43,100910 [[ケルビン|K]]{{R|aaa526_A100}}
| 最小表面温度 =
| 平均表面温度 =
49行目:
| 色指数_UB = +1.90{{R|yale}}
| 色指数_RI = +0.94{{R|yale}}
| 金属量2 = 70%-0.34{{R|aaa526_A100}}
| 年齢 = 66 ± 24 億年{{R|Hatzes2015}}
}}
{{天体 別名称
| 色 = 恒星
| 別名称 = おうし座87番星{{R|simbad}}<br />Parilicium, Cor Tauri<br />[[ボン掃天星表|BD]] +16 629{{R|simbad}},<br />[[基本星表|FK5]] 168{{R|simbad}}<br />[[ヘンリー・ドレイパーカタログ|HD]] 29139{{R|simbad}},<br />[[ヒッパルコスカタログ|HIP]] 21421{{R|simbad}}<br />[[輝星星表|HR]] 1457{{R|simbad}}, [[スミソニアン天文台星表|SAO]] 94027{{R|simbad}}<br />[[星表#固有運動カタログ|LTT]]11462{{R|simbad}}
}}
{{天体 終了
| 色 = 恒星
}}
 
{{天体 基本
| 幅 = 285px
| 色 = 恒星
| 和名 = おうし座&alpha;星 B{{R|simbadB}}
68 ⟶ 67行目:
| 画像サイズ =
| 画像説明 =
| 画像背景色 =
| 仮符号・別名 =
| 星座 =
| 視等級 = +13.6{{R|simbadB}}
| 視直径 =
| 変光星型 =
| 分類 = [[赤色矮星]]
}}
{{天体 位置
| 色 = 恒星
| 赤経 = {{RA|04|35|57.21}}{{R|simbadB}}
| 赤緯 = {{DEC|+16|30|21.7}}{{R|simbadB}}
| 固有運動 = 赤経: 64 [[秒 (角度)|ミリ秒]]/[[年]]{{R|simbadB}}<br />赤緯: -191 ミリ秒/年{{R|simbadB}}
| 絶対等級 = 11.98{{要出典|date=2017-01}}
}}
{{天体 物理
| 色 = 恒星
| 半径 = 0.04 [[太陽半径|''R''<sub>☉</sub>]]{{要出典|date=2017-01}}
| 赤道直径 =
| 質量 = 0.15 [[太陽質量|''M''<sub>☉</sub>]]{{要出典|date=2017-01}}
| 直径 =
| 半径 = 0.04'''[[太陽|R<sub>☉</sub>]]'''
| 表面積 =
| 体積 =
| 質量 = 0.15'''[[太陽質量|M<sub>☉</sub>]]'''
| 相対対象（または、相対対象1） =
| 相対質量（または、相対質量1） =
| 相対対象2 =
| 相対質量2 =
| 平均密度 =
| 表面重力 =
| 脱出速度 =
| 自転周期 =
| スペクトル分類 = M2V{{R|simbadB}}
| 光度 = 0.00014 [[太陽光度|''L''<sub>☉</sub>]]{{要出典|date=2017-01}}
| 絶対等級 = 11.98
| 表面温度 = 3,050 [[ケルビン|K]]{{要出典|date=2017-01}}
| 光度 = 0.00014'''[[太陽|L<sub>☉</sub>]]'''
| 光度係数 =
| アルベド =
| 赤道傾斜角 =
| 表面温度 = 3.050'''K'''
| 最小表面温度 =
| 平均表面温度 =
| 最大表面温度 =
| 可視光明度 =
| 全波長明度 =
108 ⟶ 96行目:
| 色指数_VI =
| 金属量 =
| 年齢 =
| 大気圧 =
| 大気 =
| 外殻 =
}}
{{天体 別名称
| 色 = 恒星
| 別名称 = [[ボン掃天星表|BD]] +16 629B{{R|simbadB}},<br />[[グリーゼ近傍恒星カタログ|GJ]] 171.1 B{{R|simbadB}},GJ 9159 B{{R|simbadB}}<br />[[ヘンリー・ドレイパーカタログ|HD]] 29139B29139 B{{R|simbadB}}
}}
{{天体 終了
121 ⟶ 106行目:
}}
 
'''アルデバラン'''{{R|Hara}} ('''Aldebaran'''{{R|Kunitzsch|iaucsn}})、または'''おうし座&alpha;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。地球から約65[[光年]]離れており、全天では14番目に明るい恒星である。視等級が0.75等から0.95等まで変化し、[[木星]]の数倍の質量の[[太陽系外惑星|惑星]]を持つ。
{{天体 基本
| 幅 =
| 色 = 太陽系外惑星
| 和名 = アルデバランAを周る天体
| 英名 = Companion of Aldebaran A
| 画像ファイル =
| 画像サイズ =
| 画像説明 =
| 画像背景色 =
| 仮符号・別名 =
| 星座 =
| 視等級 =
| 視直径 =
| 変光星型 =
| 分類 =
}}
{{天体 発見
| 色 = 太陽系外惑星
| 発見年 = [[1997年]]
| 発見者 = Hatzes et al.
| 発見方法 = [[分光学]]
}}
{{天体 軌道
| 色 = 太陽系外惑星
| 元期 =
| 平均距離 =
| 平均距離対象 =
| 平均公転半径 =
| 平均直径 =
| 軌道長半径 = 1.35～2[[天文単位|AU]]
| 近日点距離 =
| 遠日点距離 =
| 離心率 = 0.182±0.065
| 公転周期 = 653.8±10.1日
| 会合周期 =
| 軌道周期 =
| 平均軌道速度 =
| 軌道傾斜角 =
| 近日点引数 =
| 昇交点黄経 = 290.2±4.9°
| 平均近点角 =
| 前回近日点通過 =
| 次回近日点通過 =
| 主惑星（衛星の場合） =
| 主恒星（惑星の場合） =
| 惑星数（恒星の場合） =
| 衛星数（惑星の場合） =
}}
{{天体 物理
| 色 = 太陽系外惑星
| 赤道直径 =
| 直径 =
| 半径 =
| 表面積 =
| 体積 =
| 質量 = 11'''[[木星|M<sub>J</sub>]]'''
| 相対対象（または、相対対象1） =
| 相対質量（または、相対質量1） =
| 相対対象2 =
| 相対質量2 =
| 平均密度 =
| 表面重力 =
| 脱出速度 =
| 自転周期 =
| スペクトル分類 =
| 絶対等級 =
| 光度 =
| 光度係数 =
| アルベド =
| 赤道傾斜角 =
| 表面温度 =
| 最小表面温度 =
| 平均表面温度 =
| 最大表面温度 =
| 可視光明度 =
| 全波長明度 =
| 色指数_BV =
| 色指数_UB =
| 色指数_VI =
| 金属量 =
| 年齢 =
| 大気圧 =
| 大気 =
| 外殻 =
}}
{{天体 終了
| 色 = 太陽系外惑星
}}
 
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<ref>{{cite journal|last1=Nieto|first1=Michael Martin|last2=Anderson|first2=John D.|title=Search for a solution of the Pioneer anomaly|journal=Contemporary Physics|volume=48|issue=1|pages=41–54|date=January 2007|doi=10.1080/00107510701462061|bibcode=2007ConPh..48...41N|arxiv=0709.3866}}</ref>。
'''アルデバラン'''{{R|Hara}} ('''Aldebaran'''{{R|Kunitzsch|iaucsn}}) は、'''おうし座&alpha;星'''、[[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。
 
== 概要 ==
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]]）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。
[[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（北半球では、左から右）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。
 
[[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。<!-- Stregheria について未訳 -->
[[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。[[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]]）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。
 
== 観測の歴史 ==
アルデバランの周囲には、地球に比較的近い[[星団]]である[[ヒアデス星団]]がV字型に広がって見え、アルデバランもそれに属するように見える。[[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。しかし、ヒアデス星団は太陽から151光年とアルデバランの2倍以上離れており、アルデバランはヒアデス星団には属していない。
[[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。
 
 
[[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。<!-- Stregheria について未訳 -->
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>。
 
[[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。<!-- This became part of the [[Henry Draper Catalogue|Draper Catalogue]], published in 1890. By 1887, the photographic technique had improved to the point that it was possible to measure a star's [[radial velocity]] from the amount of [[Doppler shift]] in the spectrum. By this means, the recession velocity of Aldebaran was estimated as {{nowrap|30 miles per second}} (48&nbsp;km/s), using measurements performed at [[Potsdam Observatory]] by [[Hermann Carl Vogel|Hermann C. Vogel]] and his assistant [[Julius Scheiner]].<ref>{{cite book
| first1=Agnes Mary | last1=Clerke
| title=A Popular History of Astronomy During the Nineteenth Century
| pages=381–382, 385, 406 | edition=4th | date=1908
| publisher=Adam and Charles Black
| url=https://books.google.com/?id=J3PvAAAAMAAJ
}}</ref> -->
 
アルデバランの角直径は[[1921年]]に[[ウィルソン山天文台]]の[[ウィルソン山天文台#100インチ (2.5 m) フッカー望遠鏡|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<ref>{{cite journal|last1=Pease|first1=F. G.|title=The Angular Diameter of a Bootis by the Interferometer|journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|volume=33|issue=193|page=171|date=June 1921|doi=10.1086/123068|bibcode=1921PASP...33..171P}}</ref>。
 
== 特徴 ==
[[ファイル:Aldebaran-Sun comparison-en.svg|thumb|left|200px|アルデバランと太陽の比較]]
[[視等級]]は0.85等と表記する資料が多いが、[[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。
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>。
[[ファイル:Aldebaran-Sun comparison-en.svg|thumb|none|200px|アルデバランと太陽の比較]]
アルデバランがオレンジ色をしているのは、[[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。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。
 
<!-- 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/>
アルデバランは[[連星]]であり、13.5等級の小さな[[赤色矮星]]が主星から数百[[天文単位|au]]のところを回っていて、地上から見ると31[[秒 (角度)|秒]]角離れて見える。[[1997年]]には、巨大な[[惑星]]か小さな[[褐色矮星]]を持っている可能性が報告された。[[質量]]は最小で[[木星]]の11倍であり、アルデバランから1.35auの軌道を回っている。
 
Beyond the chromosphere of Aldebaran is an extended molecular outer atmosphere (MOLsphere) where the temperature is cool enough for molecules of gas to form. This region lies between 1.2 and 2.8 times the radius of the star, with temperatures of 1,000−2,000&nbsp;K. The spectrum reveals lines of [[carbon monoxide]], water, and [[titanium oxide]].<ref name="Ohnaka2013"/> Past this radius, the modest outflow of the stellar wind itself declines in temperature to about 7,500&nbsp;K at a distance of 1&nbsp;[[Astronomical Unit]] (AU)−the distance of the Earth from the Sun. The wind continues to expand until it reaches the [[termination shock]] boundary with the hot, ionized [[interstellar medium]] that dominates the [[Local Bubble]], forming a roughly spherical [[astrosphere]] with a radius of around 1,000 AU, centered on Aldebaran.<ref><ref name=Wood2007>{{cite journal|display-authors=1|last1=Wood|first1=Brian E.|last2=Harper|first2=Graham M.|last3=Müller|first3=Hans-Reinhard|last4=Heerikhuisen|first4=Jacob|last5=Zank|first5=Gary P.|title=The Wind-ISM Interaction of alpha Tauri|journal=The Astrophysical Journal|volume=655|issue=2|pages=946–957|date=February 2007|doi=10.1086/510404|bibcode=2007ApJ...655..946W}}</ref> -->
アルデバランは、[[固有運動]]が比較的大きい星である。[[1718年]]、[[アテネ]]で[[509年]]にアルデバランの星食が起こったという記録を調べていた[[エドモンド・ハレー]]は、彼の時代のアルデバランの位置では星食は起こらず、当時のアルデバランは数[[分 (角度)|分]]角だけ北にずれていたはずだということに気づいた。現在では、アルデバランは、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。
 
== 可視性 ==
初めて太陽系を離脱し、外宇宙に旅立ったアメリカの木星無人探査船・[[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中である。アルデバラン付近に到達するのは、今から約200万年後と推定されている。
[[File:Moon occults Aldebaran.png|thumb|right|upright=1.2|月によるアルデバランの星食]]
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（北半球では、左から右）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。
== 名称 ==
学名は&alpha; Tauri（略称は&alpha;Tau）{{R|simbad}}。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（{{lang|ar|الدبران}} ; {{unicode|ad-dabarān}}、ad は定冠詞 al の連接形）に由来する{{R|Kunitzsch}}。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{{R|Kunitzsch}}{{R|Hara}}。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、''Aldebaran'' をおうし座&alpha;星Aの固有名として正式に承認した{{R|iaucsn}}。
 
[[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>。
コル・タウリ（{{lang|la|Cor Tauri}}）という名前もあり、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>。
 
== 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&alpha;星A」として、便宣上のアルファベット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。
 
{| class="wikitable sortable" style="text-align: center;"
|+ WDS 04359+1631 Catalogue Entry<ref name=WDSC2014>{{cite journal|display-authors=1|last1=Mason|first1=B. D.|last2=Wycoff|first2=G. L.|last3=Hartkopf|first3=W. I.|last4=Douglass|first4=G. G.|last5=Worley|first5=C. E.|title=The Washington Visual Double Star Catalog|journal=The Astronomical Journal|volume=122|issue=6|pages=3466–3471|date=2014|bibcode=2001AJ....122.3466M|doi=10.1086/323920}}</ref>
! 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&alpha;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<ref>{{cite journal|title=Statistical studies of visual double and multiple stars. II. A catalogue of nearby wide binary and multiple systems|journal=Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica|volume=28|pages=43–89|date=April 1994|bibcode=1994RMxAA..28...43P|display-authors=1|issue=1|last1=Poveda|first1=A.|last2=Herrera|first2=M. A.|last3=Allen|first3=C.|last4=Cordero|first4=G.|last5=Lavalley|first5=C.}}</ref>。
 
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<ref name=CD/>。
 
== 各部の名称 ==
学名は&alpha; Tauri（略称は&alpha;Tau）{{R|simbad}}。おうし座&alpha;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（{{lang|ar|الدبران}} ; {{unicode|ad-dabarān}}、ad は定冠詞 al の連接形）に由来する{{R|Kunitzsch}}。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{{R|Kunitzsch}}{{R|Hara}}。
 
[[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<ref>{{cite web|url=https://www.iau.org/science/scientific_bodies/working_groups/280/|title=IAU Working Group on Star Names (WGSN)|work=国際天文学連合|accessdate=2017-01-02}}</ref>。2016年6月30日に、ワーキンググループは、''Aldebaran'' をおうし座&alpha;星Aの固有名として正式に承認した<ref>{{cite web | url=http://www.pas.rochester.edu/~emamajek/WGSN/WGSN_bulletin1.pdf|title=Bulletin of the IAU Working Group on Star Names, No. 1|work=国際天文学連合|accessdate=2017-01-02}}</ref>。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{{R|iaucsn}}。
 
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{{R|nojiri2}}。また、赤星という、色に着目した名前もある{{R|Hara}}。{{seealso|[[星・星座に関する方言#おうし座|アルデバラン（おうし座）の方言]]}}
 
=== 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（{{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>。
 
*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 ==
[[File:Aldebaran_b_Planet.png|thumb|left|200px|アルデバランbの想像図]]
{{Main|アルデバランb}}
[[1993年]]<!-- データによって1997年だったり、1998年だったりしてます。どれが正解でしょうか? -->、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<ref name=Kgiants>{{cite journal|bibcode=1993ApJ...413..339H|doi=10.1086/173002|title=Long-period radial velocity variations in three K giants|last1=Hatzes |first1=A.|last2=Cochran |first2=W.|journal=[[The Astrophysical Journal]]|volume=413|issue=1|pages=339–348|date=1993}}</ref>。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{{R|Hatzes2015}}。
 
{{OrbitboxPlanet begin
| name = アルデバランA
| table_ref = {{R|Hatzes2015|exoplanet}}
}}
{{OrbitboxPlanet
| exoplanet = [[アルデバランb|b]]
| mass = ≥6.47 ± 0.53
| semimajor = 1.46 ± 0.27
| period = 628.96 ± 0.9
| eccentricity = 0.1 ± 0.05
| inclination =
| radius =
}}
{{Orbitbox end}}
 
== 脚注 ==
250 ⟶ 249行目:
 
=== 出典 ===
{{Reflist|2|refs=
<ref name="simbad">{{cite web
| title=SIMBAD Astronomical Database
256 ⟶ 255行目:
| url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%40719377
| accessdate=2016-12-10}}</ref>
<ref name=aldiam>{{Cite journal
| last=Richichi
| first=A.
| last2=Roccatagliata
| first2=V.
| title=Aldebaran's angular diameter: How well do we know it?
| journal=Astronomy & Astrophysics
| volume=433
| issue=1
| date=2005
| pages=305–312
| doi=10.1051/0004-6361:20041765
| quote=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<sub>☉</sub>.
| bibcode=2005A&A...433..305R
| arxiv=astro-ph/0502181}}</ref>
<ref name="Ohnaka2013">{{cite journal
| last1=Ohnaka
| first1=K.
| title=Spatially resolved, high-spectral resolution observation of the K giant Aldebaran in the CO first overtone lines with VLTI/AMBER
| journal=Astronomy & Astrophysics
| volume=553
| id=A3
| pages=8
| date=May 2013
| doi=10.1051/0004-6361/201321207
| bibcode=2013A&A...553A...3O
| arxiv=1303.4763}}</ref>
<ref name=aaa526_A100>{{cite journal
| last1=Piau
| first1=L.
| last2=Kervella
| first2=P.
| last3=Dib
| first3=S.
| last4=Hauschildt
| first4=P.
| title=Surface convection and red-giant radius measurements
| journal=Astronomy and Astrophysics
| volume=526
| page=A100
|date=February 2011
| doi=10.1051/0004-6361/201014442
| bibcode=2011A&A...526A.100P
| arxiv=1010.3649}}</ref>
<ref name=mnras374_1_220>{{cite journal
| last1=Koncewicz
| first1=R.
| last2=Jordan
| first2=C.
| title=OI line emission in cool stars: calculations using partial redistribution
| journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
| volume=374
| issue=1
| pages=220–231
|date=January 2007
| doi=10.1111/j.1365-2966.2006.11130.x
| bibcode=2007MNRAS.374..220K}}</ref>
<ref name="simbadB">{{cite web
| title=SIMBAD Astronomical Database
262 ⟶ 318行目:
| accessdate=2016-12-10}}</ref>
<ref name="exoplanet">{{cite web
| title=ExtrasolarPlanet PlanetsAldebaran Encyclopaediab
| work=PlanetThe AldebaranExtrasolar Planet bEncyclopaedia
| url=http://exoplanet.eu/catalog/aldebaran_b/
| accessdate=2013-01-17}}</ref>
306 ⟶ 362行目:
|publisher=[[国際天文学連合]]
|accessdate=2016-12-09}}</ref>
<ref name=Hatzes2015>{{cite arxiv
|author=A. P. Hatzes ''et al.''
|title=Long-lived, long-period radial velocity variations in Aldebaran: A planetary companion and stellar activity
|eprint=1505.03454
|version=v1
|class=astro-ph.EP
|date=2015-05-13
|doi=10.1051/0004-6361/201425519}}</ref>
}}
 
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