柱一（御夫座ε）是在北天御夫座内的一颗恒星，在拜耳命名法中的名称是御夫座ε。它在西方的固有名称是Almaaz、Haldus、或Al Anz。柱一是颗不寻常的食双星，系统包含一颗F0的超巨星和一颗未知的伙伴，通常被认为是个有着黑暗盘面的小B型恒星。大约每27年，柱一的光度会从视星等+2.92等降至+3.83等[9]，这种变暗会持续640-730天[10]。除了这种食变，这个系统还有约66天周期的低振幅变动[11]。这个系统与地球的距离仍有争议，但现在的估计大约是2000光年。
 柱一位于星座中最亮的五车二稍下方。 | |
| 观测资料 历元 J2000 | |
|---|---|
| 星座 | 御夫座 |
| 星官 | 柱 (毕宿) |
| 赤经 | 05h 01m 58.13245s |
| 赤纬 | +43° 49′ 23.9059″ |
| 视星等（V） | 2.98[1] |
| 特性 | |
| 光谱分类 | F0 Iab (or II-III[2]) + ~B5V |
| U−B 色指数 | +0.30[1] |
| B−V 色指数 | +0.54[1] |
| R−I 色指数 | 0.45 |
| 变星类型 | 大陵五型变星 |
| 天体测定 | |
| 径向速度 (Rv) | –2.5 km/s |
| 自行 (μ) | 赤经：−0.86±1.38 mas/yr 赤纬：−2.66±0.75 mas/yr |
| 视差 (π) | 1.53 ± 1.29 mas |
| 距离 | approx. 2,000 ly (approx. 700 pc) |
| 绝对星等 (MV) | -9.1[3] |
| 详细资料 | |
| 柱一A（御夫座ε A） | |
| 质量 | 2.2-15[4] M☉ |
| 半径 | 135-190[4] R☉ |
| 表面重力 (log g) | ≲ 1.0[2] |
| 亮度 (bolometric) | 37,875[5] L☉ |
| 温度 | 7,750[2] K |
| 自转速度 (v sin i) | 54[6] km/s |
| 柱一B（御夫座ε B） | |
| 质量 | 6 - 14[4] M☉ |
| 半径 | 3.9±0.4[2] R☉ |
| 表面重力 (log g) | 4.0[2] |
| 温度 | 15000[2] K |
| 轨道[7] | |
| 绕行周期 (P) | 9896.0±1.6 d |
| 半长轴 (a) | 18.1+1.2 −1.3[2] AU |
| 偏心率 (e) | 0.227±0.011 |
| 倾斜角 (i) | 89[2]° |
| 升交点黄经 (Ω) | 264° |
| 近心点 历元 (T) | MJD 34723±80 |
| 近心点幅角 (ω) (secondary) | 39.2±3.4° |
| 半振幅 (K1) (primary) | 13.84±0.23 km/s |
| 其他命名 | |
| 资料来源： | |
| 依巴谷星表、亮星星表、 9th Catalog of Spectroscopic Binary Orbits 、Variable Star Index (VSX) | |
| 参考数据库 | |
| SIMBAD | 资料 |
德国天文学家约翰·海因里希·弗里奇在1821年首度观测与怀疑柱一是一颗变星。稍后，爱德华·海斯和弗里德里希·阿格兰德确认弗里奇最初的怀疑，并对这颗恒星特别关注。然而，汉斯·鲁登道夫才是第一位对它仔细研究的天文学家。他的工作表明这个系统是食变星，由于它的伴星掩蔽，才使它的光度变暗。
柱一的伙伴一职受到很多质疑，因为这这个物体未如期预期的大小辐射出相对应的光度[11]。在2008年，最普遍被接受的说法是，这是一个双星系统，其伴星有着大规模、不透明的尘埃盘面；理论推测这是颗巨大半透明的恒星，或是黑洞。
观测的历史
虽然裸眼就很容易看见这颗恒星，但直到1821年约翰·弗里奇才首先注意到这个系统是颗变星。最终，从1842年至1848年，德国数学家爱德华·海斯和普鲁士天文学家弗里德里希·阿格兰德每隔数年观察它一次。海斯和阿格兰德的资料都显示这颗恒星在1847年明显的变暗了，而这一点吸引了两人全心的注意。柱一（御夫座ε）之后又明显的增亮，随后在9月回复到正常的亮度[11]。因为它吸引了更多的关注，越来越多的资料被汇整。观测资料显示柱一不仅是有很长的一段周期，在亮度上也有短期的变化。之后的食发生在1874年和1875年，以及大约30年后的1901年和1902年间[11]。
汉斯·鲁登道夫，也一直在观测柱一，并且是第一个对这颗恒星进行详细研究的人。在1904年，他在天文通报（Astronomische Nachrichten）发表一篇标题名称为柱一的光度变化调查（Untersuchungen über den Lichtwechsel von ε Aurigae）的报告，建议这颗恒星是大陵五型变星和一颗食双星[11]。
在2010年1月，Donald Hoard于美国天文学会在帕萨迪纳加州理工学院的史匹哲科学中心的会议中，发表来自NASA史匹哲太空望远镜的观测报告，并依据早期的观测指出，只是一颗2.2-3.3倍太阳质量的后渐近巨星分支星被在盘中单独的一颗B型恒星周期性的食[13]。这是通过使用史匹哲的恒星指向图元的四个角，直接取代只用一个，以史匹哲可以使用的最短观测持续时间，只用百分之一秒的曝光，来有效的提高望远镜的灵敏度和避免曝光过度。这些资料支持伴星存在着盘面，并且确定粒子的大小有如碎石路面的颗粒，而不是细微的尘粒[14]。
系统的性质
柱一的性质一直不清楚。长时间以来，只知道至少有两个天体以不寻常的27年周期定期互食。早期的解释：异常大的弥漫性恒星、黑洞和奇特形状的环状体都以不被认可。现在有两种主要的解释[4]，可以解释已经观察到的特征：高质量的模型，主星是一颗质量大约是15 M☉的黄超巨星，伴星是颗大约2 M☉，正在演化中的低发光度恒星。
高质量恒星模型的变数一直很受关注，因为从外观上看主恒星是一颗光谱属于早期的F型或晚期的A型，光度是Ia或Iab的超巨星。一贯的距离估计预期它是颗亮的超巨星，但是伊巴谷卫星的是视差测量，其误差值和本身一样大，因此衍生的距离从355秒差距至4167秒差距[4]。这种模型的主要问题是伴星的性质，需要有与主星大约相似的质量，然而观测上它的性质却是颗B型的主序星。另一个可能是涉及两颗较低质量主序星的密近双星，或是一个更复杂的系统。
低质量的模型，是最近流行的公民天空专案，提出了主星是2-4 M☉的渐近巨星分支恒星，所依据的是大多数的距离和量估计。这颗恒星在给定的质量上是异常的大和明亮的巨星，可能是非常高质量损失后的结果。若要与观测到的食和轨道资料相匹配，伴星是相当正常的B型主序星，质量大约是6倍的太阳质量，似乎嵌入一个厚厚的圆盘边缘。
轨道本身相当好确定[2]，对我们倾斜约87度，主星和盘的距离大约是35天文单位[4]（在高质量模型），这大约是从海王星至太阳的距离[15]。
图集
-
低倾斜（由 Nico Camargo绘图）。 -
高倾斜（艺术家的想法）。 -
明亮的F型恒星和被尘埃盘包围的B型伴星（艺术家的想法）。
参考资料
外部链接
伴星
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