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- 中文名
- 毕宿五
- 外文名
- Aldebaran
- 别 名
- 金牛座α
- 分 类
- 红巨星
- 质 量
- 约 1.16 M⊙
- 表面温度
- 约 3900 K
- 视星等
- 0.85 等
- 绝对星等
- 约 -0.641 等
- 自转周期
- ~520 d
- 赤 经
- 4时35分55.24秒
- 赤 纬
- +16°30′33.49″
- 距地距离
- 约 65.3 光年
- 半 径
- 44.13±0.84 R☉
- 光谱类型
- K5+III
- 变星类型
- 慢不规则变星
- 径向速度
- 54.26±0.03 km/s
- 视 差
- 49.97±0.75 mas
- 表面重力
- 1.45±0.3
- 光 度
- 439±17 L☉
- 金属量
- -0.33±0.1 dex
- 自转速度
- 3.5±1.5 km/s
- U−B 色指数
- 1.92
- B−V 色指数
- 1.44
目录
毕宿五的西方传统名击誉称Aldebaran，源自阿拉伯语的al Dabarān，意思是“追随者”，因为它总是追随在昴星团之后出现。在201寻翻跨6年，国际天文学联合会的恒星命称工作小组劝体判核定毕宿五的专有名称是"Aldebaran"协提想。
毕宿五是金牛座中最亮的恒星，拜耳名称是金牛座α（α Tauri）；佛氏名称依据赤经位置排序，命名大约视星等7等以上的恒星，其名称是金牛座87。在亮星星表的编号是HR1457，HD星表中的是HD 29139，依巴谷星表中的是HIP 21421；这些名称大多只出现于科学出版品上。
毕宿五和邻近的几颗恒星也一并登录在双星目录中。例如，华盛顿双星目录的WDS 04359+1631，和员朽艾肯双星目录的ADS 3321。它也收录在威廉·赫歇尔的双星目录 H IV 66，以及史都华双星目录桨断辨弃Σ II 2，以及在伯纳姆双星总表列出的14等伴星β 550。[2]
在公元509年3月11日，在希腊雅典观察到月球掩蔽毕宿五。英国天文学家爱德蒙·哈雷研究了此一事件的时间，并在1718年得出结论：毕宿五自那段时间之后，一定改变了位置，向北方移动了几分的弧度。这以及观察其它的恒星，天狼星和大角星的位置变化，导致自行的发现。据观察，在过去的2000年，毕宿五的位置发生7′的变化，这相当于满月直径的四分之一[3]。由于岁差，5000年前的春分点邻近毕宿五。
1497年3月9日，哥白尼和玛利亚一起进行了一次著名的观测。那天晚上，夜色清朗，繁星闪烁，一弯新月浮游太空。他们站在圣约瑟夫教堂的塔楼上，观测“金牛座”的亮星“毕宿五”，看它怎样被逐渐移近的娥眉月所掩没。当“毕宿五”和月亮相接而还有一些缝隙的时候，“毕宿五”很快就隐没起来了。他们精确地测定了“毕宿五”隐没的时间，计算出确凿不移的数据，证明那一些缝隙都是月亮亏食的部分，“毕宿五”是被月亮本身的阴影所掩没的，月球的体积并没有缩小。就这样，哥白尼把托勒密的地心说打开了一个缺口。
英国天文学家威廉·赫歇尔在1782年发现毕宿五有一颗黯淡的伴星，距离毕宿五117"，视星等仅11等[4]。这颗伴星在1888年被伯纳姆证明是一对亲密的双星，并且在距离毕宿五31"处发现一颗14等的伴星。后续对自行运动的测量显示，赫歇尔的伴星与毕宿五有分岐，它们之间没有物理上的关联。然而，伯纳姆发现的伴星其自行运动与毕宿五几乎完全相同，这表明两者形成了一个宽松的联星系统。
1864年，威廉·哈金斯在英国图尔斯山的私人天文台对毕宿五进行第一次的光谱研究。在光谱中，他分辨出包括铁、钠、钙和镁等9种元素的谱线。在1886年，哈佛大学天文台的爱德华·皮克林使用照相干版在毕宿五的光谱中捕捉到50条吸收线。这成为1890年出版的亨利·德雷珀星表的一部分。到1887年，摄影技术已经改进，可以从光谱中的多普勒位移量测恒星的径向速度。通过这种方法，波茨坦天文台的赫尔曼·卡尔·沃格尔和他的助手朱利乌斯·舍纳进行测量，估计出毕宿五的退行速度是48 km/s。[5]
毕宿五位于黄道带内，在黄道面南方5.47度。因此，可以被月球遮蔽。当月球的升交点接近秋分点时，就会发生这种掩星事件。从2015年1月29日至2018年9月3日，总共发生了49次月掩毕宿五的天象[9]。每个事件都只有北半球或靠近赤道的地点可以看见，澳大利亚或南非地区因为位置太偏南方，与黄道太远而不能看见毕宿五被月球遮蔽。在1978年9月22日的月掩毕宿五事件中，对毕宿五的直径进行了相当准确的测量。[10]
依巴谷卫星和其它来源，以及对毕宿五周围环境的测量得出其与地球的距离为65.3光年（20.0秒差距）。星震学的测量已经确定它的质量比太阳大16%左右，然而由于半径的扩大，它的亮度是太阳光度的439倍。毕宿五的角直径已经被测量许多次，做为盖亚基准校准的一部分，采用的值是20.58±0.03 mas[8]。毕宿五的直径约为6280万公里，是太阳直径的45.1倍。
毕宿五是一颗不明显的变星，在分类上是"LB"型慢不规则变星。变星总表显示它的光度在视星等0.75至0.95等之间变化。现代的研究显示振幅较小，有时几乎毫无变化。依巴谷卫星的光度测量显示振幅仅有0.02等，可能的周期约为18天[11]。密集的地基光度测量显示变化高达0.03等，并且周期可能是91天。对较长时间的观测分析发现，总振幅可能仍小于0.1等，并且这总变化被认为是不规则的。
光球显示有大量的碳、氧和氮，这表明这颗巨星已经经历了第一次的上翻阶段——这是恒星演化为红巨星的正常步骤，在此期间，来自恒星深处的物质通过对流被带到表面[12]。由于自转缓慢，毕宿五缺乏生成日冕所需要的发电机，因此不是硬X射线发射的来源。然而，由于表面附近的对流湍流，低层大气中可能仍然能存在小尺度的磁场。测量得到的毕宿五磁场强度为0.22高斯[13]。尽管在恒星光谱中检测到紫外线的发射，从该区域产生的软X射线都可能因为色球而减弱。毕宿五正在以30 km s−1的速度，(1–1.6) × 10−11M⊙ yr−1（大约每30,000年一个地球质量）的速率失去质量[12]。这种恒星风可能是由低层大气中的微弱磁场产生。
在毕宿五的色球层之上，还有一个扩展的分子外层大气（MOLsphere），那里的温度足够低，可以形成气体分子。这个区域大约在恒星半径的2.5倍之处，温度约为1,500 K。光谱显示一氧化碳、水和氧化钛的谱线[12]。在MOLsphere之外，恒星风继续向外吹送，直到抵达终端震波边界，与热的、电离星际物质交界，形成一个以毕宿五为中心，半径大约1,000天文单位的星风泡，而成为由毕宿五主导的一个本地泡。
1993年对毕宿五、大角星和北河三的径向速度测量显示，毕宿五有长周期的镜像速度振荡，这可以解释为次伴星。对毕宿五的轨道测量，意味着在距离2.0 AU（300 G米）且离心率不大的轨道上，有一颗质量最少是11.4倍木星质量的伴星，以643天的轨道周期运转。然而，被观测的三颗恒星都表现出类似的振荡，产生类似质量的伴星。因此作者得出结论，认为这种变化可能是恒星固有的，而不是伴星的引力造成的。[14]
（参考文献：[15]）