Ағылшыншамен салыстырыңыз: абзацты басыңыз — түпнұсқа терезеде ашылады. Абзац астындағы EN түймесі оны мәтін ішінде көрсетеді.
Мазмұны
Кіріспе
Солтүстік аспан жарты шарындағы шоқжұлдыз
Constellation in the northern celestial hemisphere
Аурига – солтүстік аспан жарты шарындағы шоқжұлдыз. Бұл 88 қазіргі шоқжұлдыздың бірі; ол 2-ғасырдағы астроном Птолемей тізімдеген 48 шоқжұлдыздың арасында болған. Оның аты латын тілінен шыққан, «көлікші» деген мағынаны білдіреді және ол түрлі мифологиялық тұлғалармен байланысты, соның ішінде Эрихтоний және Миртилуспен. Аурига солтүстік жарты шарда қысқы кештерінде ең жақсы көрінеді, сондай-ақ қысқы алтыбұрыш астеризміндегі жұлдыздары бар тағы бес шоқжұлдызбен бірге. Солтүстік бағытқа қарай бұрылуының нәтижесінде Аурига 34° оңтүстік ендікке дейін толық көрінеді; одан оңтүстікке қарай бақылаушылар үшін ол жартылай немесе толықтай көкжиектің астында қалады. 657 шаршы градус аумақты алып жатқан ірі шоқжұлдыз, ең ірісі Гидраның жартысына тең. Оның ең жарқын жұлдызы Капелла – түнгі аспандағы ең жарқын жұлдыздардың бірі болып табылатын ерекше көпжұлдыздар жүйесі. Бета Аурига – шоқжұлдыздағы қызықты өзгермелі жұлдыз; ал Епсилон Аурига – жақын жердегі, әдеттен тыс ұзақ периоды бар көмекейлі екіжұлдыз, ол жан-жақты зерттелген. Қысқы Күн жолының жанында орналасқандықтан, Аурига шекарасында M36, M37 және M38 сияқты көптеген ашық шоғырлар бар, олар әуесқой астрономдар үшін танымал нысаналар. Бұған қоса, ол AE Aurigae айнымалы жұлдызымен байланысты Жанатын жұлдыз тұмандығы сияқты бір көрнекті тұмандыққа да ие. Қытай мифологиясында Аурига жұлдыздары бірнеше шоқжұлдыздардың құрамына кірген, соның ішінде аспан императорларының күймелері, олар қазіргі шоқжұлдыздың ең жарқын жұлдыздарынан тұрады. Аурига ауригидтер, зета ауригидтер, дельта ауригидтер және болжамды йота ауригидтердің сәулелену ортасы болып табылады.
Auriga is a constellation in the northern celestial hemisphere. It is one of the 88 modern constellations; it was among the 48 constellations listed by the 2nd century astronomer Ptolemy. Its name is Latin for '(the) charioteer', associating it with various mythological beings, including Erichthonius and Myrtilus. Auriga is most prominent during winter evenings in the northern Hemisphere, as are five other constellations that have stars in the Winter Hexagon asterism. Because of its northern declination, Auriga is only visible in its entirety as far south as 34°; for observers farther south it lies partially or fully below the horizon. A large constellation, with an area of 657 square degrees, it is half the size of the largest, Hydra. Its brightest star, Capella, is an unusual multiple star system among the brightest stars in the night sky. Beta Aurigae is an interesting variable star in the constellation; Epsilon Aurigae, a nearby eclipsing binary with an unusually long period, has been studied intensively. Because of its position near the winter Milky Way, Auriga has many bright open clusters in its borders, including M36, M37, and M38, popular targets for amateur astronomers. In addition, it has one prominent nebula, the Flaming Star Nebula, associated with the variable star AE Aurigae. In Chinese mythology, Auriga's stars were incorporated into several constellations, including the celestial emperors' chariots, made up of the modern constellation's brightest stars. Auriga is home to the radiant for the Aurigids, Zeta Aurigids, Delta Aurigids, and the hypothesized Iota Aurigids.
Тарих және мифология
Аурига жұлдыздарының алғашқы тіркелмесі Месопотамияда GAM деп аталатын шоқжұлдыз ретінде кездеседі, ол қисық қылыш немесе таяқшаны бейнелейді. Дегенмен, бұл тек Капелланы (Альфа Ауригасы) немесе қазіргі шоқжұлдыздың өзін көрсететін болса мүмкін; бұл бейне Гамлум немесе МУЛ деп те аталады. GAM, МУЛ.АПИН шоқжұлдызында. Ауриганың таяқшасы ешкіші немесе қойшыны білдіреді. Ол қазіргі шоқжұлдыздың көптеген жұлдыздарынан құралған, тек дәстүрлі түрде Бұзау мен Ауригаға жатқызылған Элнаттан басқа барлық жарқын жұлдыздарды қамтиды. Кейін бедуин астрономдары жануарлар тобынан тұратын шоқжұлдыздар жасады, онда әр жұлдыз бір жануарды көрсетеді. Аурига жұлдыздары ешкілер үйірін құрады, бұл грек мифологиясында да кездеседі. Ешкілермен байланыс грек астрономиялық дәстүріне енді, бірақ кейіннен ол қойшымен бірге күймешімен де байланысты болды. Грек мифологиясында Аурига көбінесе Афиналық Эрихтоний, Гефесттің жер астындағы ұлы, Афина құдайы тәрбиелеген грек батыры ретінде танылады. Эрихтонийге төрт атты күймені ойлап тапқандық айтылады, ол оны билікті басып алған Амфиктионға қарсы шайқаста қолданды, осы оқиға Эрихтонийді Афинаның патшасы етті. Оның күймесі Күн күймесінің бейнесінде жасалған, сондықтан Зевс оны аспанға орналастырды. Афиналық батыр өзін Афинаға арнады, көп ұзамай Зевс оны оның тапқырлығы мен батырлық істері үшін түнгі аспанға көтерді. Алайда, Аурига кейде Гермес ұлы және Оеномаус күймешісі Миртил деп сипатталады. Аурига мен Миртилдің байланысы шоқжұлдыздың бейнелерімен расталады, олар көбінесе күймені көрсетпейді. Миртилдің күймесі Оеномаус қызы Гипподамияның жүрегін жеңу үшін өткізілген жарыста қирады. Миртил Гипподамияның сәтті жеңімпазы Пелопс оны өлтірген кезде билік орнын иеленді, оның Пелопсқа оның қолына түсуіне көмектескеніне қарамастан. Өлгеннен кейін Миртилдің әкесі Гермес оны аспанға көтерді. Ауриганың тағы бір мифологиялық байланысы - Тесейдің ұлы Гипполит. Ол өгей анасы Федраның махаббат ұсыныстарын қабылдамағандықтан Афинадан қуылды, нәтижесінде ол өзін-өзі өлтірді. Ол күймесі қираған кезде қаза тапты, бірақ Асклепий оны қайта тірілтті. Аурига сондай-ақ күннің ұлы Фаэтонды бейнелейді деп айтылады, ол әкесінен бір күнге күймені басқаруға рұқсат сұрады. Фаэтон құлап, өртке ұшырады, жерді күйдірді. Содан кейін ол түнгі аспанда Аурига ретінде орналасты. Ауриганың нақты бейнесіне қарамастан, шоқжұлдызды ежелгі гректер олардың қоғамында күйменің маңыздылығын еске алу үшін жасаған болуы мүмкін. Грек мифологиясында Ауриганың кездейсоқ көрінісі - Медеяның ағасының мүшелері. Ясон мен аргонавттардың мифінде үйге қайтып бара жатқанда Медея ағасын өлтіріп, денесінің бөліктерін Сүт жолы ретінде бейнеленген теңізге лақтырып жіберді. Әрбір жұлдыз әр түрлі мүшелердің бірін көрсетеді. Капелла мифологиялық ешкі Амальтеямен байланысты, ол нәресте Зевске сүт берді. Ол Эпсилон Ауригасы, Зета Ауригасы және Эта Ауригасы жұлдыздарымен астеризм құрайды, соңғы екеуі Хади (Балалар) деп аталады. Капелла көбінесе Амальтеямен байланысты болғанымен, кейде Амальтеяның иесі - нимфамен де байланысты. Нимфа туралы аңыздарда ешкінің горгонға ұқсас қорқынышты келбеті Титандардың жеңілісіне ықпал етті, өйткені Зевс ешкінің терісін алып, оны өзінің эгидасы ретінде киді. Ешкі мен балаларды қамтитын астеризм жеке шоқжұлдыз болған; алайда Птолемей 2-ғасырдағы Алмагестте Күймешіні және Ешкілерді біріктірді. Бұған дейін Капелла кейде жеке шоқжұлдыз ретінде қарастырылды. Плиний Егде және Манилий оны Капра, Капер немесе Хирк деп атады, олардың барлығы оның "ешкі жұлдызы" мәртебесімен байланысты. Зета Ауригасы және Эта Ауригасы алғаш рет ежелгі грек астрономы Клеострат "Балалар" деп атады. Әдетте, Ауриганың суреттері оны күймеші және оның күймесі ретінде бейнелейді. Күймеші сол иығында ешкіні ұстап, сол қолының астында екі баланы ұстап тұрады, оң қолында күйменің тізгінін ұстап тұрады. Алайда, Ауриганың суреттері жылдар бойы сәйкес келмеді. Оң қолындағы тізгін де қамшы ретінде салынған, бірақ Капелла әрдайым сол иығының үстінде, ал Балалар сол қолының астында болады. 1488 жылы шыққан "Гигин атласы" осы әдеттегі суреттен ауытқып, екі өгіздің, жылқының және зебраның тізгінін ұстап тұрған Ауриганың төрт дөңгелекті арбасын көрсетті. Якоб Мицилл 1535 жылы жазған "Гигинус" еңбегінде Ауриганы екі ат пен екі өгіздің күшімен жүретін екі дөңгелекті арбалы күймеші ретінде суреттеді. Ауриганың араб және түрік суреттері Еуропалық Ренессанс суреттерінен өте өзгеше болды; бір түрік атласы Аурига жұлдыздарын есек ретінде көрсеткен, оны Иоганн Байер Mulus clitellatus деп атады. 17 ғасырдың Франциясынан алынған Ауриганың ерекше бейнесі Адамды Сүт жолына тізе бүккен күйде, иығына оралған ешкімен көрсеткен. Кейде Аурига Күймеші емес, Пегастың иесі Беллерофон ретінде көрінеді, ол Олимп тауына баруға батыл болды. Осы оқиғаның нұсқасында Юпитер Беллерофонның ақымақтығына ашынып, оны жұлдыздарға орналастырды. Оксфорд зерттеулері бұл топтың шамамен 15 ғасырда Agitator деп аталғанын және 1623 жылға дейін Жерар де Малиннің көп тақырыпты еңбегінен цитата келтіргенін анықтады. Аурига жұлдыздарының кейбіреулері қазір жойылған Телескопиум Гершелии деп аталатын шоқжұлдызға енді. Бұл шоқжұлдызды Максимилиан Хелл Уильям Гершельдің Уранды ашқандығын құрметтеу үшін енгізді. Алғашқыда ол екі шоқжұлдызды қамтыды: Gemini, Lynx және Ауригадағы Tubus Hershelii Major және Орион мен Бұқадағы Tubus Hershelii Minor, екеуі де Гершельдің телескоптарын бейнеледі. Иоганн Боде 1801 жылы Хеллдің шоқжұлдыздарын Телескопиум Гершелииге біріктірді, ол негізінен Ауригада орналасқан. Птолемей заманынан бері Аурига шоқжұлдыз болып қала береді және Халықаралық Астрономиялық Одақ тарапынан ресми түрде танылды, бірақ барлық қазіргі шоқжұлдыздар сияқты, ол қазірде ежелгі үлгіні және оны қоршаған жұлдыздарды қамтитын аспанның белгілі бір айманы ретінде анықталған. 1922 жылы ХАО оның үш әріптік аббревиатурасын "Aur" деп белгіледі. Ауриганың ресми шекаралары 1930 жылы бельгиялық астроном Эжен Дельпорт тарапынан 20 сегменттен тұратын көпбұрыш ретінде жасалды. Оның тік координатасы 4 сағ 37.5 мин және 7 сағ 30.5 мин аралығында, ал бұрыс координатасы экваторлық координата жүйесінде 27.9° және 56.2° аралығында орналасқан.
The first record of Auriga's stars was in Mesopotamia as a constellation called GAM, representing a scimitar or crook. However, this may have represented just Capella (Alpha Aurigae) or the modern constellation as a whole; this figure was alternatively called Gamlum or MUL. GAM in the MUL. APIN. The crook of Auriga stood for a goat herd or shepherd. It was formed from most of the stars of the modern constellation; all of the bright stars were included except for Elnath, traditionally assigned to both Taurus and Auriga. Later, Bedouin astronomers created constellations that were groups of animals, where each star represented one animal. The stars of Auriga comprised a herd of goats, an association also present in Greek mythology. The association with goats carried into the Greek astronomical tradition, though it later became associated with a charioteer along with the shepherd. In Greek mythology, Auriga is often identified as the mythological Greek hero Erichthonius of Athens, the chthonic son of Hephaestus who was raised by the goddess Athena. Erichthonius was generally credited to be the inventor of the quadriga, the four horse chariot, which he used in the battle against the usurper Amphictyon, the event that made Erichthonius the king of Athens. His chariot was created in the image of the Sun's chariot, the reason Zeus placed him in the heavens. The Athenian hero then dedicated himself to Athena and, soon after, Zeus raised him into the night sky in honor of his ingenuity and heroic deeds. Auriga, however, is sometimes described as Myrtilus, who was Hermes's son and the charioteer of Oenomaus. The association of Auriga and Myrtilus is supported by depictions of the constellation, which rarely show a chariot. Myrtilus's chariot was destroyed in a race intended for suitors to win the heart of Oenomaus's daughter Hippodamia. Myrtilus earned his position in the sky when Hippodamia's successful suitor, Pelops, killed him, despite his complicity in helping Pelops win her hand. After his death, Myrtilus's father Hermes placed him in the sky. Yet another mythological association of Auriga is Theseus's son Hippolytus. He was ejected from Athens after he refused the romantic advances of his stepmother Phaedra, who committed suicide as a result. He was killed when his chariot was wrecked, but revived by Asclepius. Auriga is also said to represent Phaethon, son of the sun Helios, who tricked his father into letting him drive his chariot for a day. Phaethon crashed and burned, scorching the earth. He was then placed in the night sky as the Auriga. Regardless of Auriga's specific representation, it is likely that the constellation was created by the ancient Greeks to commemorate the importance of the chariot in their society. An incidental appearance of Auriga in Greek mythology is as the limbs of Medea's brother. In the myth of Jason and the Argonauts, as they journeyed home, Medea killed her brother and dismembered him, flinging the parts of his body into the sea, represented by the Milky Way. Each individual star represents a different limb. Capella is associated with the mythological she goat Amalthea, who breast fed the infant Zeus. It forms an asterism with the stars Epsilon Aurigae, Zeta Aurigae, and Eta Aurigae, the latter two of which are known as the Haedi (the Kids). Though most often associated with Amalthea, Capella has sometimes been associated with Amalthea's owner, a nymph. The myth of the nymph says that the goat's hideous appearance, resembling a Gorgon, was partially responsible for the Titans' defeat, because Zeus skinned the goat and wore it as his aegis. The asterism containing the goat and kids had been a separate constellation; however, Ptolemy merged the Charioteer and the Goats in the 2nd century Almagest. Before that, Capella was sometimes seen as its own constellation—by Pliny the Elder and Manilius—called Capra, Caper, or Hircus, all of which relate to its status as the "goat star". Zeta Aurigae and Eta Aurigae were first called the "Kids" by Cleostratus, an ancient Greek astronomer. Traditionally, illustrations of Auriga represent it as a chariot and its driver. The charioteer holds a goat over his left shoulder and has two kids under his left arm; he holds the reins to the chariot in his right hand. However, depictions of Auriga have been inconsistent over the years. The reins in his right hand have also been drawn as a whip, though Capella is almost always over his left shoulder and the Kids under his left arm. The 1488 atlas Hyginus deviated from this typical depiction by showing a four wheeled cart driven by Auriga, who holds the reins of two oxen, a horse, and a zebra. Jacob Micyllus depicted Auriga in his Hyginus of 1535 as a charioteer with a two wheeled cart, powered by two horses and two oxen. Arabic and Turkish depictions of Auriga varied wildly from those of the European Renaissance; one Turkish atlas depicted the stars of Auriga as a mule, called Mulus clitellatus by Johann Bayer. One unusual representation of Auriga, from 17th century France, showed Auriga as Adam kneeling on the Milky Way, with a goat wrapped around his shoulders. Occasionally, Auriga is seen not as the Charioteer but as Bellerophon, the mortal rider of Pegasus who dared to approach Mount Olympus. In this version of the tale, Jupiter pitied Bellerophon for his foolishness and placed him in the stars. Oxford research finds it likely the group was equally named Agitator in about the 15th century and provides a quotation as late as 1623, from a Gerard de Malynes multi topic work. Some of the stars of Auriga were incorporated into a now defunct constellation called Telescopium Herschelii. This constellation was introduced by Maximilian Hell to honor William Herschel's discovery of Uranus. Originally, it included two constellations, Tubus Hershelii Major , in Gemini, Lynx, and Auriga, and Tubus Hershelii Minor in Orion and Taurus; both represented Herschel's telescopes. Johann Bode combined Hell's constellations into Telescopium Herschelii in 1801, located mostly in Auriga. Since the time of Ptolemy, Auriga has remained a constellation and is officially recognized by the International Astronomical Union, although like all modern constellations, it is now defined as a specific region of the sky that includes both the ancient pattern and the surrounding stars. In 1922, the IAU designated its recommended three letter abbreviation, "Aur". The official boundaries of Auriga were created in 1930 by Belgian astronomer Eugène Delporte as a polygon of 20 segments. Its right ascension is between 4h 37.5m and 7h 30.5m and its declination is between 27.9° and 56.2° in the equatorial coordinate system.
Батыс емес астрономияда
Аурига жұлдыздары бірнеше қытайлық шоқжұлдыз құрамына енді. Аспан императорларының бес арбасы және астық жинау рәмізі – Вуче, Альфа Ауриге, Бета Ауриге, Бета Таури, Тета Ауриге және Иота Ауриге жұлдыздарынан тұратын шоқжұлдыз болды. Санжу немесе Чжу – аттарды байлауға арналған тіреулерді бейнелейтін үш шоқжұлдыздың бірі. Олар Эпсилон, Зета және Эта Ауриге; Ну, Тау және Упсилон Ауриге; Чи және 26 Ауриге, сондай-ақ бір анықталмаған жұлдыздың үштігінен құралды. Күн батқан көл – Сянчжи, ал көл, көпір немесе жағажай – Тяньхуан, Ауригадағы басқа шоқжұлдыздар еді, бірақ оларды құраған жұлдыздар белгісіз. Зюоки, император мен басқа да жоғары лауазымды шенеуніктердің орындықтарын бейнелейтін шоқжұлдыз, шоқжұлдыздың шығысындағы тоғыз жұлдыздан тұрды. Багу – көбінесе Камелопардалыстағы жұлдыздардан құралған, әртүрлі егін түрлерін бейнелейтін шоқжұлдыз, оның құрамында Дельта және Си Ауриге жұлдыздарының солтүстік бөлігі бар. Ежелгі индуист астрономиясында Капелла Брахманың жүрегін бейнелеген және діни мағынаға ие болған. Ежелгі перуандықтар Капелланы, яғни Колканы, малшылардың өмірімен тығыз байланысты жұлдыз деп санаған. Бразилияда Бороро тайпасы Аурига жұлдыздарын кайманды бейнелейтін үлкен шоқжұлдызға біріктірді; оның оңтүстік жұлдыздары жануардың құйрығының соңғы бөлігін көрсетеді. Бұл аймақтың шығыс бөлігі – құйрықтың қалған бөлігі, ал Орион – денесі, ал Лепус – басы. Бұл шоқжұлдыз Амазонканың күнделікті өмірінде кайманның маңызды рөл атқаруынан пайда болды. Капелла ацтектер үшін де маңызды болған, себебі Монте-Альбанның кеш классикалық алаңында жұлдыздың гелиактік көтерілуін көрсететін белгі табылды. Калифорния мен Неваданың жергілікті тұрғындары да Аурига жұлдыздарының жарқын үлгісін байқаған. Олардың пікірінше, бұл шоқжұлдыздың жарқын жұлдыздары жарты ай пішіндес петроглифтерде бейнеленген қисық сызықтарды құрайды. Солтүстік Американың жергілікті Pawnee тайпасы қазіргі Auriga сияқты негізгі жұлдыздардан тұратын шоқжұлдызды таныды: Альфа, Бета, Гамма (Бета Таури), Тета және Иота Ауриге. Маршалл аралдарының халқы Ауриганы аспанның жаратылуы туралы айтатын Дюмур мифіне енгізді. Скорпиондағы Антарес – жұлдыздардың анасының үлкен ұлы Дюмурды, ал Плеядалар оның кіші ұлын бейнелейді. Жұлдыздардың анасы Лигеданер Капелламен бейнеленген; ол Алинаблаб аралында өмір сүрді. Ол ұлдарына шығыстағы аралға бірінші жеткен адам Жұлдыздар патшасы болады деп айтты және Дюмурдан оны каноэсіне алуын сұрады. Ол, сондай-ақ оның басқа ұлдары да, Плеядалардан басқа, бас тартты. Плеядалар Лигеданердің көмегімен жарысты жеңіп, Жұлдыздар патшасы болды. Каролин аралдарының орталық бөлігінде Капелла Jefegen uun деп аталды (вариациялары: efang alul, evang el ul және iefangel uul), яғни "Альдебаранның солтүстігінде". Шығыс Тынық мұхиты аймағындағы қоғамдарда Аурига мен Капелланың әртүрлі атаулары болған. Пукапукада қазіргі Ауриганың фигурасы Те Вале о Тутакайоло ("Тутакайолоның үйі") деп аталды; ал Қоғам аралдарында ол Фаа нуи ("Ұлы аңғар") деп аталды. Капелланың өзі Қоғам аралдарында Тахи ани ("Бірден-бір егемен") деп аталды. Хоку лей Капелланың аты болған, бірақ ол бүкіл шоқжұлдыздың аты болуы мүмкін; бұл атау "Жұлдыздар гүлшоғыры" дегенді білдіреді және Макалии деп аталатын Плеядалардың әйелдерінің біріне қатысты. Аурига жұлдыздары инуиттер шоқжұлдыздарында кездеседі. Қутуржук, яғни "жаға сүйектері" деген мағынада, Капелла (Альфа Ауриге), Менкалинан (Бета Ауриге), Поллюкс (Бета Геминорум) және Кастор (Альфа Геминорум) шоқжұлдыздарының бірі болды. Оның көтерілуі Агжук шоқжұлдызының, яғни Альтаир (Альфа Аквила), Таразед (Гамма Аквила), кейде Альшайн (Бета Аквила) шоқжұлдыздарының жақын арада көтерілетінін білдірді. Агжук, қысқы күн тоқырауынан кейінгі таңды бейнелейтін, инуиттер мифологиясында өте маңызды шоқжұлдыз болды. Сондай-ақ, ол түнде бағыт табу және уақытты анықтау үшін де қолданылды.
The stars of Auriga were incorporated into several Chinese constellations. Wuche, the five chariots of the celestial emperors and the representation of the grain harvest, was a constellation formed by Alpha Aurigae, Beta Aurigae, Beta Tauri, Theta Aurigae, and Iota Aurigae. Sanzhu or Zhu was one of three constellations which represented poles for horses to be tethered. They were formed by the triplets of Epsilon, Zeta, and Eta Aurigae; Nu, Tau, and Upsilon Aurigae; and Chi and 26 Aurigae, with one other undetermined star. Xianchi, the pond where the sun set and Tianhuang, a pond, bridge, or pier, were other constellations in Auriga, though the stars that composed them are undetermined. Zuoqi, representing chairs for the emperor and other officials, was made up of nine stars in the east of the constellation. Bagu, a constellation mostly formed from stars in Camelopardalis representing different types of crops, included the northern stars of Delta and Xi Aurigae. In ancient Hindu astronomy, Capella represented the heart of Brahma and was important religiously. Ancient Peruvian peoples saw Capella, called Colca, as a star intimately connected to the affairs of shepherds. In Brazil, the Bororo people incorporate the stars of Auriga into a massive constellation representing a caiman; its southern stars represent the end of the animal's tail. The eastern portion of Taurus is the rest of the tail, while Orion is its body and Lepus is the head. This constellation arose because of the prominence of caymans in daily Amazonian life. There is evidence that Capella was significant to the Aztec people, as the Late Classic site Monte Albán has a marker for the star's heliacal rising. Indigenous peoples of California and Nevada also noticed the bright pattern of Auriga's stars. To them, the constellation's bright stars formed a curve that was represented in crescent shaped petroglyphs. The indigenous Pawnee of North America recognized a constellation with the same major stars as modern Auriga: Alpha, Beta, Gamma (Beta Tauri), Theta, and Iota Aurigae. The people of the Marshall Islands featured Auriga in the myth of Dümur, which tells the story of the creation of the sky. Antares in Scorpius represents Dümur, the oldest son of the stars' mother, and the Pleiades represent her youngest son. The mother of the stars, Ligedaner, is represented by Capella; she lived on the island of Alinablab. She told her sons that the first to reach an eastern island would become the King of the Stars, and asked Dümur to let her come in his canoe. He refused, as did each of her sons in turn, except for Pleiades. Pleiades won the race with the help of Ligedaner, and became the King of the Stars. Elsewhere in the central Caroline Islands, Capella was called Jefegen uun (variations include efang alul, evang el ul, and iefangel uul), meaning "north of Aldebaran". Different names were noted for Auriga and Capella in Eastern Pacific societies. On Pukapuka, the figure of modern Auriga was called Te Wale o Tutakaiolo ("The house of Tutakaiolo"); in the Society Islands, it was called Faa nui ("Great Valley"). Capella itself was called Tahi anii ("Unique Sovereign") in the Societies. Hoku lei was the name for Capella but may have been the name for the whole constellation; the name means "Star wreath" and refers to one of the wives of the Pleiades, called Makalii. The stars of Auriga feature in Inuit constellations. Quturjuuk, meaning "collar bones", was a constellation that included Capella (Alpha Aurigae), Menkalinan (Beta Aurigae), Pollux (Beta Geminorum), and Castor (Alpha Geminorum). Its rising signalled that the constellation Aagjuuk, made up of Altair (Alpha Aquilae), Tarazed (Gamma Aquilae), and sometimes Alshain (Beta Aquilae), would rise soon. Aagjuuk, which represented the dawn following the winter solstice, was an incredibly important constellation in the Inuit mythos. It was also used for navigation and time keeping at night.
Жарық жұлдыздар
Альфа Ауриге (Капелла) – Аурига шоқжұлдызындағы ең жарқын жұлдыз, 43 жарық жылы қашықтықта орналасқан G8III класының жұлдызы (G типіндегі алып жұлдыз) және түнгі аспандағы ең жарқын алтыншы жұлдыз, шамасы 0,08. Оның дәстүрлі атауы мифологиядағы Амальтея рөліне сілтеме жасайды; кейде оны «Ешкі жұлдызы» деп те атайды. Капелланың барлық аттары осы мифологиямен байланысты. Араб тілінде Капелла «ал-Айюк» деп аталған, яғни «теке», ал шумер тілінде – «мул.АШ.КАР», «теке жұлдызы». Онтонг-Явада Капелланы – нахалаполу деп атаған. Капелла – 104 күндік периоды бар спектроскопиялық қосжұлдыз; құрамындағы екі компонент те сары алып жұлдыздар, нақтырақ айтқанда, біріншісі G типіндегі жұлдыз, ал екіншісі эволюциясының барысында G және F типіндегі жұлдыздардың арасында. Екінші компонент ресми түрде G0III класының жұлдызы (G типіндегі алып жұлдыз) саналады. Бірінші компоненттің радиусы 11,87 күн радиусына, ал массасы 2,47 күн массасына тең; екінші компоненттің радиусы мен массасы белгісіз. Екі компоненттің арақашықтығы 110 миллион километр, шамамен Жер мен Күн арасындағы қашықтықтың 75 пайызын құрайды. Жұлдыздың қос жұлдыз екендігі 1899 жылы Лик обсерваториясында ашылды, ал оның периоды 1919 жылы Дж.А. Андерсон 100 дюймдік телескоппен Маунт-Уилсон обсерваториясында анықталды. Капелла алтын-сары түспен көрінеді, бірақ Птолемей мен Джованни Баттиста Риччоли оның түсін қызыл деп сипаттаған, бұл құбылыс Капелла түсінің өзгеруіне емес, олардың түс сезімталдығының ерекшеліктеріне байланысты деп есептеледі. Капелланың абсолютті шамасы 0,3, ал жарықтығы Күннің жарықтығынан 160 есе артық, яғни (бірінші компонент және екінші компонент). Оның ұқсас өздік қозғалысы болғандықтан, Капелла Таурус шоқжұлдызындағы Гиада ашық жұлдыздық шоғырымен байланысты болуы мүмкін. Капелланың тағы бір серігі бар – Капелла H, ол негізгі жұптан 11 000 астрономиялық бірлік (0,17 жарық жылы) қашықтықта орналасқан қызыл карлик жұлдыздар жұбы. Бета Ауриге (Менкалинан, Менкарлина) – жарқын A2IV класының жұлдызы (A типіндегі субгигант). Оның арабша атауы «манкиб ду ал-’инан» фразасынан шыққан, яғни «арба жүргізушінің иығы» дегенді білдіреді және Бета Ауриге шоқжұлдыздағы орналасқан жеріне сілтеме жасайды. Менкалинан 81 жарық жылы қашықтықта орналасқан және оның шамасы 1,90-қа тең. Эпсилон Ауриге сияқты, ол да шамасы 0,1m-ге өзгеретін тұтылатын қосжұлдыз. Екі компонент те көк-ақ жұлдыздар, олардың айналыс периоды 3,96 күнге жетеді. Оның қос екендігі 1890 жылы Антония Мори спектроскопиялық жолмен анықталды, бұл оны екінші спектроскопиялық қосжұлдыз етті, ал оның өзгермелі табиғаты 20 жылдан кейін Джоэл Степбинс фотометриялық жолмен анықталды. Менкалинанның абсолютті шамасы 0,6, ал жарықтығы (мәлімет жоқ). Жерге қарай қозғалуының компоненті (мәлімет жоқ) секундқа тең. Бета Ауриге Дельта Леонис және Альфа Офиучи сияқты 70 жұлдыздан тұратын ағынмен байланысты болуы мүмкін; бұл топтың өздік қозғалысы Үлкен Аюдың қозғалыс тобымен салыстыруға болады, бірақ бұл байланыс тек гипотеза ретінде қарастырылады. Менкалинанның жақын серігінен басқа, оған тағы екі жұлдыз байланысты. Бірі – 1783 жылы Уильям Гершель ашқан байланыссыз оптикалық серік; оның шамасы 10,5, ал арақашықтығы 184 доға секундқа тең. Екіншісі, олардың ортақ өздік қозғалысы арқылы анықталғандай, негізгі жұлдызбен гравитациялық байланыста болуы мүмкін. Бұл 14-ші шамалы жұлдызды 1901 жылы Эдвард Эмерсон Барнард ашқан. Ол 12,6 доға секундқа бөлінген және негізгі жұлдыздан 350 астрономиялық бірлік қашықтықта орналасқан.
Alpha Aurigae (Capella), the brightest star in Auriga, is a G8III class star (G type giant) 43 light years away and the sixth brightest star in the night sky at magnitude 0.08. Its traditional name is a reference to its mythological position as Amalthea; it is sometimes called the "Goat Star". Capella's names all point to this mythology. In Arabic, Capella was called al 'Ayyuq, meaning "the goat", and in Sumerian, it was called mul.ÁŠ. KAR, "the goat star". On Ontong Java, Capella was called ngahalapolu. Capella is a spectroscopic binary with a period of 104 days; the components are both yellow giants, more specifically, the primary is a G type star and the secondary is between a G type and F type star in its evolution. The secondary is formally classified as a G0III class star (G type giant). The primary has a radius of 11.87 solar radii and a mass of 2.47 solar masses ; the secondary has a radius of and a mass of The two components are separated by 110 million kilometers, almost 75% of the distance between the Earth and the Sun. The star's status as a binary was discovered in 1899 at the Lick Observatory; its period was determined in 1919 by J. A. Anderson at the 100 inch Mt. Wilson Observatory telescope. It appears with a golden yellow hue, though Ptolemy and Giovanni Battista Riccioli both described its color as red, a phenomenon attributed not to a change in Capella's color but to the idiosyncrasies of their color sensitivities. Capella has an absolute magnitude of 0.3 and a luminosity of 160 times the luminosity of the Sun, or (the primary is and the secondary is ). It may be loosely associated with the Hyades, an open cluster in Taurus, because of their similar proper motion. Capella has one more companion, Capella H, which is a pair of red dwarf stars located 11,000 astronomical units (0.17 light years) from the main pair. Beta Aurigae (Menkalinan, Menkarlina) is a bright A2IV class star (A type subgiant). Its Arabic name comes from the phrase mankib dhu al 'inan, meaning "shoulder of the charioteer" and is a reference to Beta Aurigae's location in the constellation. Menkalinan is 81 light years away and has a magnitude of 1.90. Like Epsilon Aurigae, it is an eclipsing binary star that varies in magnitude by 0.1m. The two components are blue white stars that have a period of 3.96 days. Its double nature was revealed spectroscopically in 1890 by Antonia Maury, making it the second spectroscopic binary discovered, and its variable nature was discovered photometrically 20 years later by Joel Stebbins. Menkalinan has an absolute magnitude of 0.6 and a luminosity of The component of its motion in the direction of Earth is per second. Beta Aurigae may be associated with a stream of about 70 stars including Delta Leonis and Alpha Ophiuchi; the proper motion of this group is comparable to that of the Ursa Major Moving Group, though the connection is only hypothesized. Besides its close eclipsing companion, Menkalinan has two other stars associated with it. One is an unrelated optical companion, discovered in 1783 by William Herschel; it has a magnitude of 10.5 and has a separation of 184 arcseconds. The other is likely associated gravitationally with the primary, as determined by their common proper motion. This 14th magnitude star was discovered in 1901 by Edward Emerson Barnard. It has a separation of 12.6 arcseconds, and is around 350 astronomical units from the primary.
Басқа жарық жұлдыздар
Альфа және Бета Ауригейдің ерекше жарық жұлдыздарынан басқа, Ауригеяда жалаңаш көзбен көретін көптеген көмескі жұлдыздар бар. Гамма Ауриге, қазір Бета Таури (Эль Нат, Алнат) деген атымен белгілі, B7III класындағы жұлдыз (B типті алып). Шамасы +1,65 болса, ол әлі де Ауригеяда орналасса, көрінетін шама бойынша үшінші орынға ие болар еді. Бұл – мысқылдаған, ауыр элементтердің үлкен белгілері бар меркурий-манганий жұлдызы. Iota Aurigae, сондай-ақ Hasseleh және Kabdhilinan деп аталады, K3II класындағы жұлдыз (K типті жарқын алып), шамасы 2,69-ға тең; ол Жерден шамамен 494 жарық жылы қашықтықта орналасқан. Ол B типті жұлдыздан K типті жұлдызға дейін 30–45 миллион жыл бойы дамыды. Оның абсолютті шамасы −2,3 және жарықтылығы бар. Бұл айрықша жарық беретін жарқын алып ретінде саналады, бірақ оның жарығы ішінара галактика ішіндегі шаң бұлттарымен "өшіріледі" (блокталады) – астрономдардың бағалауынша, бұл оны 0,6 шамадан әлсіретеді. Бұл сонымен қатар гибридті жұлдыз, рентген сәулелерін шығаратын алып жұлдыз, ол өзінің коронасынан рентген сәулелерін шығарады және салқын жұлдызды желге ие. Нақты қозғалысы жылына 0,02 доға секунд болса да, ол рецессияда секундына 17 км (10,5 миль) радиалдық жылдамдыққа ие. Кабдхилинанның дәстүрлі атауы, кейде "Алкаб" деп қысқартылады, араб тіліндегі al kab dh'il inan сөзінен шыққан, "жетек ұстаушының иығы" дегенді білдіреді. Иота супернова болып аяқталуы мүмкін, бірақ ол осындай жұлдыздар үшін массалық шекке жақын болғандықтан, оның орнына ақ жұлдызға айналуы мүмкін. Дельта Ауриге, Ауригеядағы ең солтүстік жарық жұлдыз, K0III типті жұлдыз (K типті алып), Жерден 126 жарық жылы қашықтықта орналасқан және шамамен 1,3 миллиард жастағы жұлдыз. Оның шамасы 3,72, абсолюттік шамасы 0,2 және жарқырауы Күн радиусынан шамамен 12 есе көп, ал Дельтаның массасы екі күн массасына тең және айналу периоды шамамен бір жылды құрайды. Ол жиі бір жұлдыз ретінде аталса да, шын мәнінде оның үш өте кең арақашықтықтағы оптикалық серігі бар. Бірі – 11 шамалы қос жұлдыз, екі доға минуты арада; екіншісі – 10 шамалы жұлдыз, үш доға минуты арада. Lambda Aurigae (Al Hurr) – 4,71 шамасындағы G1.5IV V типті жұлдыз (G типті жұлдыз, субгигант пен негізгі тізбек жұлдызының арасындағы аралық жұлдыз). Оның абсолюттік шамасы 4,4 және Жерден 41 жарық жылы қашықтықта орналасқан. Оның инфрақызыл спектрдегі сәулелері өте әлсіз, мысалы, Эпсилон Ауриге. Епсилонның фотометриялық бақылауларында, ерекше өзгермелі жұлдыз ретінде, Ламбда әдетте салыстыру жұлдызы ретінде қолданылады. Ол 6,2 миллиард жылдық өмір сүру мерзіміне жетіп жатыр. Сонымен қатар, оның радиалдық жылдамдығы 83 км/сек ерекше жоғары. Күннен үлкен болса да, ол көптеген жағынан ұқсас: оның массасы 1,07 күн массасы, радиусы 1,3 күн радиусы және айналу периоды 26 күн. Алайда, оның металлданғандығы Күннен ерекшеленеді: оның темір құрамы Күннің құрамына қарағанда 1,15 есе көп, ал азот пен көміртегі салыстырмалы түрде аз. Дельта сияқты, оның бірнеше оптикалық серіктері бар және көбінесе бір жұлдыз ретінде жіктеледі. Ең жарық серіктері 10 шамалы, бір-бірінен 175 және 203 доғалық секундқа бөлінген. Бұл екі серіктің шамасы 13 және 14, Ламбдадан 87 және 310 доғалық секундқа жақын. Ну Ауриге – G9.5III (G типті алып) жұлдызы, оның шамасы 3,97, Жерден 230 жарық жылы қашықтықта орналасқан. Оның жарықтығы және абсолюттік шамасы 0,2-ге тең. Ну – радиусы 20–21 күн радиусы, массасы шамамен 3 күн массасы болатын алып жұлдыз. Ол техникалық жағынан қос жұлдыз болуы мүмкін; оның серігі, кейде оптикалық ретінде саналады және 56 доғалық секундпен бөлінеді, бұл K6 типті спектрлі жұлдыз және шамасы 11,4. Оның периоды 120 000 жылдан астам және ол негізгіден кем дегенде 3700 АЕ орбитада айналады.
Besides particularly bright stars of Alpha and Beta Aurigae, Auriga has many dimmer naked eye visible stars. Gamma Aurigae, now known under its once co name Beta Tauri (El Nath, Alnath) is a B7III class star (B type giant). At about +1.65 it would rank a clear third in apparent magnitude if still co placed in Auriga. It is a mercury manganese star, with some large signatures of heavy elements. Iota Aurigae, also called Hasseleh and Kabdhilinan, is a K3II class star (K type bright giant) of magnitude 2.69; it is about 494 light years away from Earth. It evolved from a B type star to K type over the estimated 30–45 million years since its birth. It has an absolute magnitude of −2.3 and a luminosity of It is classed as a particularly luminous bright giant but its light is in part "extinguished" (blocked) by intra galactic dust clouds — astronomers estimate by these it appears 0.6 magnitudes fainter. It is also a hybrid star, an x ray producing giant star that emits x rays from its corona and has a cool stellar wind. Though its proper motion is just 0.02 arcseconds per year, it has a radial velocity of 10.5 mile (17 km) per second in recession. The traditional name Kabdhilinan, sometimes shortened to "Alkab", comes from the Arabic phrase al kab dh'il inan, meaning "shoulder of the rein holder". Iota may end as a supernova, but because it is close to the mass limit for such stars, it may instead become a white dwarf. Delta Aurigae, the northernmost bright star in Auriga, is a K0III type star (K type giant), 126 light years from Earth and approximately 1.3 billion years old. It has a magnitude of 3.72, an absolute magnitude of 0.2, and a luminosity of About 12 times the radius of the Sun, Delta weighs only two solar masses and rotates with a period of almost one year. Though it is often listed as a single star, it actually has three very widely spaced optical companions. One is a double star of magnitude 11, two arcminutes apart; the other is a star of magnitude 10, three arcminutes apart. Lambda Aurigae (Al Hurr) is a G1.5IV V type star (G type star intermediate between a subgiant and main sequence star) of magnitude 4.71. It has an absolute magnitude of 4.4 and is 41 light years from Earth. It has very weak emissions in the infrared spectrum, like Epsilon Aurigae. In photometric observations of Epsilon, an unusual variable, Lambda is commonly used as a comparison star. It is reaching the end of its hydrogen fusing lifespan at an age of 6.2 billion years. It also has an unusually high radial velocity at 83 km/second. Though older than the Sun, it is similar in many ways; its mass is 1.07 solar masses, a radius of 1.3 solar radii, and a rotational period of 26 days. However, it differs from the Sun in its metallicity; its iron content is 1.15 times that of the Sun and it has relatively less nitrogen and carbon. Like Delta, it has several optical companions and is often categorized as a single star. The brightest companions are of magnitude 10, separated by 175 and 203 arcseconds. The dimmer companions are of magnitude 13 and 14, 87 and 310 arcseconds from Lambda, respectively. Nu Aurigae is a G9.5III (G type giant) star of magnitude 3.97, 230 light years from Earth. It has a luminosity of and an absolute magnitude of 0.2. Nu is a giant star with a radius of 20–21 solar radii and a mass of approximately 3 solar masses. It may technically be a binary star; its companion, sometimes listed as optical and separated by 56 arcseconds, is a dwarf star of spectral type K6 and magnitude 11.4. Its period is more than 120,000 years and it orbits at least 3,700 AU from the primary. Star Spectralclass Apparentmagnitude Absolutemagnitude Distance(light years) Kappa Aurigae G8.5IIIb 4.25 0.3 177 Pi Aurigae M3II 4.26 −2.4 758 Tau Aurigae G8III 4.52 0.3 206 Upsilon Aurigae M0III 4.74 −0.5 526 Chi Aurigae B4Ib 4.76 −6.3 3032 2 Aurigae K3III 4.78 −0.2 604 Mu Aurigae A4m 4.86 1.8 153 Sigma Aurigae K4III 4.89 −0.3 466 Omega Aurigae A1V 4.94 0.6 171 Xi Aurigae A2V 4.99 0.8 233 9 Aurigae F0V 5.00 2.6 86
Жұлдыз Спектрлік класы Көрінетін шамасы Абсолюттік шамасы Қашықтығы (жарық жыл)
Каппа Ауригея G8.5IIIb 4.25 0.3 177
Pi Ауригея M3II 4.26 −2.4 758
Tau Ауригея G8III 4.52 0.3 206
Upsilon Ауригея M0III 4.74 −0.5 526
Chi Ауригея B4Ib 4.76 −6.3 3032
2 Ауригея K3III 4.78 −0.2 604
Mu Ауригея A4m 4.86 1.8 153
Sigma Ауригея K4III 4.89 −0.3 466
Омега Ауригея A1V 4.94 0.6 171
Xi Ауригея A2V 4.99 0.8 233
9 Ауригея F0V 5.00 2.6 86
Besides particularly bright stars of Alpha and Beta Aurigae, Auriga has many dimmer naked eye visible stars. Gamma Aurigae, now known under its once co name Beta Tauri (El Nath, Alnath) is a B7III class star (B type giant). At about +1.65 it would rank a clear third in apparent magnitude if still co placed in Auriga. It is a mercury manganese star, with some large signatures of heavy elements. Iota Aurigae, also called Hasseleh and Kabdhilinan, is a K3II class star (K type bright giant) of magnitude 2.69; it is about 494 light years away from Earth. It evolved from a B type star to K type over the estimated 30–45 million years since its birth. It has an absolute magnitude of −2.3 and a luminosity of It is classed as a particularly luminous bright giant but its light is in part "extinguished" (blocked) by intra galactic dust clouds — astronomers estimate by these it appears 0.6 magnitudes fainter. It is also a hybrid star, an x ray producing giant star that emits x rays from its corona and has a cool stellar wind. Though its proper motion is just 0.02 arcseconds per year, it has a radial velocity of 10.5 mile (17 km) per second in recession. The traditional name Kabdhilinan, sometimes shortened to "Alkab", comes from the Arabic phrase al kab dh'il inan, meaning "shoulder of the rein holder". Iota may end as a supernova, but because it is close to the mass limit for such stars, it may instead become a white dwarf. Delta Aurigae, the northernmost bright star in Auriga, is a K0III type star (K type giant), 126 light years from Earth and approximately 1.3 billion years old. It has a magnitude of 3.72, an absolute magnitude of 0.2, and a luminosity of About 12 times the radius of the Sun, Delta weighs only two solar masses and rotates with a period of almost one year. Though it is often listed as a single star, it actually has three very widely spaced optical companions. One is a double star of magnitude 11, two arcminutes apart; the other is a star of magnitude 10, three arcminutes apart. Lambda Aurigae (Al Hurr) is a G1.5IV V type star (G type star intermediate between a subgiant and main sequence star) of magnitude 4.71. It has an absolute magnitude of 4.4 and is 41 light years from Earth. It has very weak emissions in the infrared spectrum, like Epsilon Aurigae. In photometric observations of Epsilon, an unusual variable, Lambda is commonly used as a comparison star. It is reaching the end of its hydrogen fusing lifespan at an age of 6.2 billion years. It also has an unusually high radial velocity at 83 km/second. Though older than the Sun, it is similar in many ways; its mass is 1.07 solar masses, a radius of 1.3 solar radii, and a rotational period of 26 days. However, it differs from the Sun in its metallicity; its iron content is 1.15 times that of the Sun and it has relatively less nitrogen and carbon. Like Delta, it has several optical companions and is often categorized as a single star. The brightest companions are of magnitude 10, separated by 175 and 203 arcseconds. The dimmer companions are of magnitude 13 and 14, 87 and 310 arcseconds from Lambda, respectively. Nu Aurigae is a G9.5III (G type giant) star of magnitude 3.97, 230 light years from Earth. It has a luminosity of and an absolute magnitude of 0.2. Nu is a giant star with a radius of 20–21 solar radii and a mass of approximately 3 solar masses. It may technically be a binary star; its companion, sometimes listed as optical and separated by 56 arcseconds, is a dwarf star of spectral type K6 and magnitude 11.4. Its period is more than 120,000 years and it orbits at least 3,700 AU from the primary. Star Spectralclass Apparentmagnitude Absolutemagnitude Distance(light years) Kappa Aurigae G8.5IIIb 4.25 0.3 177 Pi Aurigae M3II 4.26 −2.4 758 Tau Aurigae G8III 4.52 0.3 206 Upsilon Aurigae M0III 4.74 −0.5 526 Chi Aurigae B4Ib 4.76 −6.3 3032 2 Aurigae K3III 4.78 −0.2 604 Mu Aurigae A4m 4.86 1.8 153 Sigma Aurigae K4III 4.89 −0.3 466 Omega Aurigae A1V 4.94 0.6 171 Xi Aurigae A2V 4.99 0.8 233 9 Aurigae F0V 5.00 2.6 86
Екілік жұлдызды тұтылу
Ауригадағы ең көрнекті өзгермелі жұлдыз — Эпсилон Ауриге (Аль Маз, Алмаз), F0 класындағы эклиптикалық қос жұлдыз, оның ерекше ұзақтығы 27 жылды құрайды; соңғы минимумы 1982–1984 және 2009–2011 жылдары тіркелді. Жүйеге дейінгі қашықтық әлі де даулы, оны 4600 және 2170 жарық жылы деп әртүрлі дереккөздерде келтіреді. Біріншілік — ақ супергигант, ал екіншілік үлкен шаңды дискінің ішінде орналасқан қос жұлдыз болуы мүмкін. Оның ең жоғарғы шамасы 3,0, бірақ шамамен бір жыл бойы ең төменгі шамасы 3,8-ге жетеді; соңғы тұтылуы 2009 жылы басталды. Біріншілік жұлдыздың абсолюттік шамасы −8,5 және ерекше жоғары жарықтығы бар, сондықтан ол осындай үлкен қашықтықта да өте жарқын көрінеді. Эпсилон Ауриге — қазіргі кезде белгілі ең ұзақ кезеңді эклиптикалық қос жұлдыз. Эпсилон Ауригейдің тұтылуы алғаш рет 1821 жылы байқалды, бірақ оның өзгермелі екендігі 1847–1848 жылдардағы тұтылудан кейін ғана расталды. Осыдан кейін тұтылу құрауыштарының табиғаты туралы көптеген теориялар айтылды. Эпсилон Ауригейде тұтылуға ұшырамайтын компоненті де бар, ол негізгі жұлдыздан 28,6 доғалық секундпен бөлінген 14-ші шамадағы серігі ретінде көрінеді. Оны 1891 жылы Дирборн обсерваториясында Шерберн Уэсли Бернхам ашқан. Эта Ауригемен бірге Хаеди астеризмінің бөлігі болып табылатын Ауригадағы тағы бір эклиптикалық қос жұлдыз — Зета Ауриге (Садатони), 2 жыл 8 ай аралығында 776 жарық жылы қашықтықта орналасқан және абсолюттік шамасы −2,3-ке тең. Біріншілік — қызғылт сары түсті K5II типті жұлдыз (K типті жарқын алып), ал екіншілік — Регулға ұқсас кішкентай көк жұлдыз; оның периоды 972 күнге созылады. Екіншілік — B7V типті жұлдыз, B типті негізгі тізбектегі жұлдыз. Зета Ауриге-нің ең жоғарғы шамасы 3,7, ал ең төменгі шамасы 4,0-қа тең. Кішкентай көк жұлдыздың қызғылт сары алып жұлдыз арқылы толық тұтылуы 38 күнге созылады, ал оның басында және соңында 32 күндік екі жартылай фазасы бар. Біріншілік жұлдыздың диаметрі 150 D☉ және , ал екіншілік жұлдыздың диаметрі 4 D☉ және жарықтығы Зета Ауриге 1897 жылы Антония Мори спектроскопиялық зерттеулер арқылы қос жұлдыз екенін анықтады, ал 1908 жылы Уильям Уоллес Кэмпбелл оны қос жұлдыз ретінде растады. Екі жұлдыз бір-бірінен шамамен 500 000 000 миль (804 670 000 км) қашықтықта айналады. Зета Ауриге Жерден секундына 13 км жылдамдықпен алыстауда. Екінші Хаеди немесе "Балалар" — Эта Ауриге, Жерден 243 жарық жылы қашықтықта орналасқан B3 класындағы жұлдыз, оның шамасы 3,17-ге тең. Бұл B3V класының жұлдызы, яғни көк-ақ түстегі негізгі тізбектегі жұлдыз. Эта Ауриге-нің абсолюттік шамасы −1,7 және жарықтығы Эта Ауриге Жерден секундына 7 км жылдамдықпен алыстауда. T Aurigae (Nova Aurigae 1891) — 1892 жылдың 23 қаңтарында Томас Дэвид Андерсон 5,0 шамасындағы жаңа жұлдызды ашқан. Ол 1891 жылдың 10 желтоқсанында қалың көзбен көріне бастады, бұл жаңалық ашылғаннан кейін зерттелген фотосуреттерде көрсетілген. Содан кейін ол 11 желтоқсаннан 20 желтоқсанға дейін 2,5 есеге жарықтанды, ал ең жоғарғы шамасы 4,4-ке жетті. 1892 жылдың қаңтар және ақпан айларында T Aurigae баяу, ал наурыз және сәуір айларында тез жоғалып, сәуірдің соңында 15 шамасына жетті. Алайда тамыз айында оның жарықтығы 9,5 шамаға дейін өсе бастады, ол 1895 жылға дейін сонда қалды. Келесі екі жылда оның жарықтығы 11,5-ке дейін төмендеді, ал 1903 жылы шамамен 14-ші шамаға жетті. 1925 жылы ол қазіргі шамасына 15,5-ке жетті. Жаңа жұлдыз ашылған кезде оның спектрінде Жерге қарай жоғары жылдамдықпен қозғалатын материал көрінді. Алайда 1892 жылдың тамызында спектр қайтадан тексерілгенде, ол планеталық тұмандық болып көрінді. Эдвард Эмерсон Барнардтың Лик обсерваториясындағы бақылаулары оның диск тәрізді екенін, диаметрі 3 доғалық секундты құрайтын анық тұмандықты көрсетті. 1943 жылы қабықшаның диаметрі 12 доғалық секундқа жетті. T Aurigae баяу жаңалық ретінде жіктеледі, ол DQ Herculis-ке ұқсас. DQ Herculis, WZ Sagittae, Nova Persei 1901 және Nova Aquilae 1918 сияқты, бұл өте жақын және өте қысқа периоды бар қос жұлдыз. T Aurigae-нің 4,905 сағаттық периоды DQ Herculis-тің 4,65 сағаттық периодымен салыстыруға болады және оның ішінара тұтылу периоды 40 минутқа созылады.
The most prominent variable star in Auriga is Epsilon Aurigae (Al Maz, Almaaz), an F0 class eclipsing binary star with an unusually long period of 27 years; its last minima occurred in 1982–1984 and 2009–2011. The distance to the system is disputed, variously cited as 4600 and 2,170 light years. The primary is a white supergiant, and the secondary may be itself a binary star within a large dusty disk. Its maximum magnitude is 3.0, but it stays at a minimum magnitude of 3.8 for around a year; its most recent eclipse began in 2009. The primary has an absolute magnitude of −8.5 and an unusually high luminosity of , the reason it appears so bright at such a great distance. Epsilon Aurigae is the longest period eclipsing binary currently known. The first observed eclipse of Epsilon Aurigae occurred in 1821, though its variable status was not confirmed until the eclipse of 1847–48. From that time forward, many theories were put forth as to the nature of the eclipsing component. Epsilon Aurigae has a noneclipsing component, which is visible as a 14th magnitude companion separated from the primary by 28.6 arcseconds. It was discovered by Sherburne Wesley Burnham in 1891 at the Dearborn Observatory, and is about 0.5 light years from the primary. Another eclipsing binary in Auriga, part of the Haedi asterism with Eta Aurigae, is Zeta Aurigae (Sadatoni), an eclipsing binary star at a distance of 776 light years with a period of 2 years and 8 months. It has an absolute magnitude of −2.3. The primary is an orange hued K5II type star (K type bright giant) and the secondary is a smaller blue star similar to Regulus; its period is 972 days. The secondary is a B7V type star, a B type main sequence star. Zeta Aurigae's maximum magnitude is 3.7 and its minimum magnitude is 4.0. The full eclipse of the small blue star by the orange giant lasts 38 days, with two partial phases of 32 days at the beginning and end. The primary has a diameter of 150 D☉ and a luminosity of ; the secondary has a diameter of 4 D☉ and a luminosity of Zeta Aurigae was spectroscopically determined to be a double star by Antonia Maury in 1897 and was confirmed as a binary star in 1908 by William Wallace Campbell. The two stars orbit each other about 500000000 mile (804670000 km) apart. Zeta Aurigae is moving away from Earth at a rate of 8 mile (13 km) per second. The second of the two Haedi or "Kids" is Eta Aurigae, a B3 class star located 243 light years from Earth with a magnitude of 3.17. It is a B3V class star, meaning that it is a blue white hued main sequence star. Eta Aurigae has an absolute magnitude of −1.7 and a luminosity of Eta Aurigae is moving away from Earth at a rate of 4.5 mile (7 km) per second. T Aurigae (Nova Aurigae 1891) was a nova discovered at magnitude 5.0 on January 23, 1892, by Thomas David Anderson. It became visible to the naked eye by December 10, 1891, as shown on photographic plates examined after the nova's discovery. It then brightened by a factor of 2.5 from December 11 to December 20, when it reached a maximum magnitude of 4.4. T Aurigae faded slowly in January and February 1892, then faded quickly during March and April, reaching a magnitude of 15 in late April. However, its brightness began to increase in August, reaching magnitude 9.5, where it stayed until 1895. Over the subsequent two years, its brightness decreased to 11.5, and by 1903, it was approximately 14th magnitude. By 1925, it had reached its current magnitude of 15.5. When the nova was discovered, its spectrum showed material moving at a high speed towards Earth. However, when the spectrum was examined again in August 1892, it appeared to be a planetary nebula. Observations at the Lick Observatory by Edward Emerson Barnard showed it to be disc shaped, with clear nebulosity in a diameter of 3 arcseconds. The shell had a diameter of 12 arcseconds in 1943. T Aurigae is classified as a slow nova, similar to DQ Herculis. Like DQ Herculis, WZ Sagittae, Nova Persei 1901 and Nova Aquilae 1918, it is a very close binary with a very short period. T Aurigae's period of 4.905 hours is comparable to DQ Herculis's period of 4.65 hours, and it has a partial eclipse period of 40 minutes.
Басқа да өзгермелі жұлдыздар
Ауригада әртүрлі типтегі көптеген басқа да өзгермелі жұлдыздар бар. ψ1 Aurigae (Dolones) – қызғылт сары түсті супергигант, оның шамасы 4.8 мен 5.7 аралығында өзгереді, бірақ кезеңі тұрақты емес. Оның спектрлік класы K5Iab, орташа шамасы 4.91, абсолюттік шамасы -5.7. Долонес Жерден 3976 жарық жылы қашықтықта орналасқан. RT Aurigae – цефеидтік айнымалы жұлдыз, оның шамасы 3.7 күн ішінде 5.0 мен 5.8 аралығында өзгереді. Бұл сары-ақ супергигант 1600 жарық жылы қашықтықта жатыр. Оны 1905 жылы ағылшын әуесқой Т. Х. Астбери айнымалы деп тапқан. Оның спектрлік класы F81bv, яғни ол F типіндегі супергигант жұлдыз. RX Aurigae де цефеидтік айнымалы; оның шамасы 8.0-ден 7.3-ке дейін өзгереді, спектрлік класы G0Iabv. Оның периоды 11.62 күн. RW Aurigae – осы кластағы тұрақсыз өзгермелі жұлдыздардың прототипі. Оның айнымалылығын 1906 жылы Лидия Цераски Мәскеу обсерваториясында анықтаған. RW Aurigae спектрі турбулентті жұлдыздық атмосфераны көрсетеді және кальций мен сутегінің айқын эмиссиялық сызықтарын қамтиды. Оның спектрлік типі G5V:e. SS Aurigae – SS Cygni типіндегі өзгермелі жұлдыз, жарылысқа ұшырайтын шалғыр жұлдыз ретінде жіктеледі. 1907 жылы Эмиль Сильбернагель ашқан бұл жұлдыз көбінесе ең төменгі шамасы 15-те болады, бірақ орта есеппен 55 күнде ең төменгі шамасынан 60 есе артық жарықтанады, алайда периоды 50 күнден 100 күндікке дейін өзгеруі мүмкін. Жұлдыздың ең төменгі шамасынан ең жоғарғы шамасына дейін өтуіне шамамен 24 сағат уақыт кетеді. SS Aurigae – 4 сағат 20 минуттық периоды бар өте жақын екі жұлдызды жүйе. Екі компоненті де кішкентай субкарлик жұлдыздар; жарылыстарды қай жұлдыздың тудыратыны туралы ғылыми қауымдастықта пікір таласы бар. UU Aurigae – 2000 жарық жылы қашықтықта орналасқан өзгермелі қызыл алып жұлдыз. Оның периоды шамамен 234 күн, ал шамасы 5.0 мен 7.0 аралығында өзгереді. AE Aurigae – көк түсті негізгі тізбектегі өзгермелі жұлдыз. Ол әдетте 6.0 шамасында болады, бірақ шамасы тұрақсыз өзгереді. AE Aurigae 9 жарық жылы еніндегі Жалынды Жұлдыз тұмандығымен (IC 405) байланысты, оны жарықтандырады. Алайда, AE Aurigae тұмандыққа жақында ғана кірген болуы мүмкін, жұлдыз бен тұмандық арасындағы радиалды жылдамдықтардың айырмасы арқылы анықталды – секундына 58 км және секундына 21 км. AE Aurigae Орион тұмандығындағы жас шоғырдан "қашқан жұлдыз" деген гипотеза бар, ол шоғырды шамамен 2.7 миллион жыл бұрын тастап кеткен. Ол 53 Arietis және Mu Columbae сияқты Орион шоғырынан қашқан басқа жұлдыздарға ұқсас. Оның спектрлік класы O9.5Ve, яғни ол O типіндегі негізгі тізбектегі жұлдыз. Жалынды Жұлдыз тұмандығы аспан сферасында IC 410-ға жақын орналасқан. IC 410 ұзақ экспозициялы астрофотографиядағы көрінісінен атын алды; оның AE Aurigae-ді отқа оранғандай етіп көрсететін кең жіптері бар. Ауригада төрт Мира типіндегі өзгермелі жұлдыз бар: R Aurigae, UV Aurigae, U Aurigae және X Aurigae, олардың барлығы M типіндегі жұлдыздар. Нақтырақ айтқанда, R Aurigae M7III типінде, UV Aurigae C6 типінде (көміртек жұлдызы), U Aurigae M9 типінде, ал X Aurigae K2 типінде. R Aurigae, 457.5 күндік периодымен, ең төменгі шамасы 13.9-дан ең жоғарғы шамасы 6.7-ге дейін өзгереді. UV Aurigae, 394.4 күндік периодымен, ең төменгі шамасы 10.6-дан ең жоғарғы шамасы 7.4-ке дейін. U Aurigae, 408.1 күндік периодымен, шамасы ең төменгі 13.5-тен ең жоғарғы 7.5-ке дейін. X Aurigae, 163.8 күндік өте қысқа периодымен, шамасы ең төменгі 13.6-дан ең жоғарғы 8.0-ға дейін.
There are many other variable stars of different types in Auriga. ψ1 Aurigae (Dolones) is an orange hued supergiant, which ranges between magnitudes 4.8 and 5.7, though not with a regular period. It has a spectral class of K5Iab, an average magnitude of 4.91, and an absolute magnitude of −5.7. Dolones is 3,976 light years from Earth. RT Aurigae is a Cepheid variable which ranges between magnitudes 5.0 and 5.8 over a period of 3.7 days. A yellow white supergiant, it lies at a distance of 1,600 light years. It was discovered to be variable by English amateur T. H. Astbury in 1905. It has a spectral class of F81bv, meaning that it is an F type supergiant star. RX Aurigae is a Cepheid variable as well; it varies in magnitude from a minimum of 8.0 to a maximum of 7.3; its spectral class is G0Iabv. It has a period of 11.62 days. RW Aurigae is the prototype of its class of irregular variable stars. Its variability was discovered in 1906 by Lydia Ceraski at the Moscow Observatory. RW Aurigae's spectrum indicates a turbulent stellar atmosphere, and has prominent emission lines of calcium and hydrogen. Its spectral type is G5V:e. SS Aurigae is an SS Cygni type variable star, classified as an explosive dwarf. Discovered by Emil Silbernagel in 1907, it is almost always at its minimum magnitude of 15, but brightens to a maximum up to 60 times brighter than the minimum an average of every 55 days, though the period can range from 50 days to more than 100 days. It takes about 24 hours for the star to go from its minimum to maximum magnitude. SS Aurigae is a very close binary star with a period of 4 hours and 20 minutes. Both components are small subdwarf stars; there has been dispute in the scientific community about which star originates the outbursts. UU Aurigae is a variable red giant star at a distance of 2,000 light years. It has a period of approximately 234 days and ranges between magnitudes 5.0 and 7.0. AE Aurigae is a blue hued main sequence variable star. It is normally of magnitude 6.0, but its magnitude varies irregularly. AE Aurigae is associated with the 9 light year wide Flaming Star Nebula (IC 405), which it illuminates. However, AE Aurigae likely entered the nebula only recently, as determined through the discrepancy between the radial velocities of the star and the nebula, 36 mile (58 km) per second and 13 mile (21 km) per second, respectively. It has been hypothesized that AE Aurigae is a "runaway star" from the young cluster in the Orion Nebula, leaving the cluster approximately 2.7 million years ago. It is similar to 53 Arietis and Mu Columbae, other runaway stars from the Orion cluster. Its spectral class is O9.5Ve, meaning that it is an O type main sequence star. The Flaming Star Nebula, is located near IC 410 in the celestial sphere. IC 410 obtained its name from its appearance in long exposure astrophotographs; it has extensive filaments that make AE Aurigae appear to be on fire. There are four Mira variable stars in Auriga: R Aurigae, UV Aurigae, U Aurigae, and X Aurigae, all of which are type M stars. More specifically, R Aurigae is of type M7III, UV Aurigae is of type C6 (a carbon star), U Aurigae is of type M9, and X Aurigae is of type K2. R Aurigae, with a period of 457.5 days, ranges in magnitude from a minimum of 13.9 to a maximum of 6.7. UV Aurigae, with a period of 394.4 days, ranges in magnitude from a minimum of 10.6 to a maximum of 7.4. U Aurigae, with a period of 408.1 days, ranges in magnitude from a minimum of 13.5 to a maximum of 7.5. X Aurigae, with a particularly short period of 163.8 days, ranges in magnitude from a minimum of 13.6 to a maximum of 8.0.
Екілік жұлдыздар мен қос жұлдыздар
Ауригада бірнеше аз танымал қос жұлдыздар мен екілік жұлдыздар бар. Theta Aurigae (Bogardus, Mahasim) – көк ақ түсті A0p класындағы қос жұлдыз, шамасы 2,62, абсолют шамасы 0,1 және Жерден 165 жарық жылы қашықтықта орналасқан. Екіншілік жұлдыз – 7,1 шамалы сары жұлдыз, оны көру үшін 10 градус апертурасы бар телескоп қажет; екі жұлдыздың арасы 3,6 доғалық секундты құрайды. Бұл – шоқжұлдыздың бесбұрышының шығыс төбесі. Тета Ауриге Жерден секундына 28 км жылдамдықпен алыстап барады. Тета Ауриге сонымен қатар 1852 жылы Отто Вильгельм фон Струве ашқан екінші оптикалық серігіне ие. 1978 жылы арақашықтық 52 доғалық секундты көрсеткен, содан бері Тета Ауриге-нің өзіндік қозғалысының әсерінен жыл сайын 0,1 доғалық секундқа артып келеді. Бұл 9,2 шамалы компоненттің арақашықтығы 2007 жылы 2,2 доға минуты (130,7 доғалық секунд) болды, бұрышы 350°. 4 Ауриге – 159 жарық жылы қашықтықтағы екілік жұлдыз. Бірінші жұлдыздың шамасы 5,0, екіншісінің – 8,1. 14 Ауриге – ақ түсті оптикалық екілік жұлдыз. Бірінші жұлдыздың шамасы 5,0, ол 270 жарық жылы қашықтықта орналасқан; екінші жұлдыздың шамасы 7,9, ол 82 жарық жылы қашықтықта орналасқан. HD 30453 – 5,9 шамалы спектрлік екілік жұлдыз, спектрлік түрі A8m немесе F0m деп бағаланады және периоды жеті күнге тең.
Auriga is home to several less prominent binary and double stars. Theta Aurigae (Bogardus, Mahasim) is a blue white A0p class binary star of magnitude 2.62 with a luminosity of It has an absolute magnitude of 0.1 and is 165 light years from Earth. The secondary is a yellow star of magnitude 7.1, which requires a telescope of in aperture to resolve; the two stars are separated by 3.6 arcseconds. It is the eastern vertex of the constellation's pentagon. Theta Aurigae is moving away from Earth at a rate of 17.5 mile (28 km) per second. Theta Aurigae additionally has a second optical companion, discovered by Otto Wilhelm von Struve in 1852. The separation was at 52 arcseconds in 1978 and has been increasing since then because of the proper motion of Theta Aurigae, 0.1 arcseconds per year. The separation of this magnitude 9.2 component was 2.2 arcminutes (130.7 arcseconds) in 2007 with an angle of 350°. 4 Aurigae is a double star at a distance of 159 light years. The primary is of magnitude 5.0 and the secondary is of magnitude 8.1. 14 Aurigae is a white optical binary star. The primary is of magnitude 5.0 and is at a distance of 270 light years; the secondary is of magnitude 7.9 and is at a distance of 82 light years. HD 30453 is spectroscopic binary of magnitude 5.9, with a spectral type assessed as either A8m or F0m, and a period of seven days.
Планеталық жүйелері бар жұлдыздар
Ауригада планеталық жүйелері бар бірнеше жұлдыз бар; сондай-ақ, планеталық жүйесі болуы күдіктелген ақ жұлдыз да бар. HD 40979 жұлдызының бір планетасы бар, ол HD 40979 b. HD 40979 Жерден 33,3 парсек қашықтықта орналасқан, 6,74 шамалы F8V спектрлік класындағы жұлдыз, бұл қанағаттанарлық көзбен көру шегінен сәл артық. Ол Күнге ұқсас, массасы 1,1 күн массасы және радиусы 1,21 күн радиусы. 3,83 Юпитер массасы бар планета 0,83 АЕ жартылай бас осьпен және 263,1 күндік периодпен айналады. HD 45350 жұлдызының да бір планетасы бар. HD 45350 b 2004 жылы радиалды жылдамдық өлшемдері арқылы табылды. Оның массасы 1,79 Юпитер массасы және 1,92 АЕ қашықтықта әр 890,76 күнде айналады. Оның ана жұлдызы 7,88 шамалы, 49 парсек қашықтықта орналасқан G5IV типіндегі жұлдыз. Оның массасы 1,02 күн массасы, ал радиусы 1,27 күн радиусы. HD 43691 b - массасы 2,49 Юпитер массасы бар айтарлықтай үлкен планета; ол сонымен қатар өзінің ана жұлдызы HD 43691-ге әлдеқайда жақын. 2007 жылы радиалды жылдамдық өлшемдері арқылы табылған, ол 0,24 АЕ қашықтықта 36,96 күндік периодпен айналады. HD 43691 жұлдызының радиусы Күнге тең, бірақ тығыздығы жоғары – массасы 1,38 күн массасына тең. Бұл G0IV типіндегі жұлдыз, шамасы 8,03 және Жерден 93,2 парсек қашықтықта орналасқан. HD 49674 – Ауригадағы жұлдыз, оны айналып жүрген бір планета бар. Бұл G3V типіндегі жұлдыз 8,1 шамалы, өте әлсіз және Жерден 40,7 парсек қашықтықта орналасқан. Басқа жұлдыздар сияқты, оның көлемі Күнге ұқсас, массасы 1,07 күн массасы және радиусы 0,94 күн радиусы. Оның планетасы HD 49674 b – 0,115 Юпитер массасы бар кішкентай планета. Ол өзінің жұлдызына 0,058 АЕ қашықтықта, 4,94 күнде айналады. HD 49674 b 2002 жылы радиалды жылдамдық байқаулары арқылы табылды. HAT P 9 b – HAT P 9 жұлдызының айналысындағы Ауригадағы алғашқы транзиттік экзопланета. Ауригадағы радиалды жылдамдық өлшемдері арқылы анықталған басқа экзопланеталардан айырмашылығы, HAT P 9 b 2008 жылы транзит әдісін қолдану арқылы анықталды. Оның массасы 0,67 Юпитер массасы және өзінің ана жұлдызынан 0,053 АЕ қашықтықта, 3,92 күндік периодпен айналады; оның радиусы 1,4 Юпитер радиусы, оны ыстық Юпитер етеді. Оның ана жұлдызы HAT P 9, HAT P 9b-ге ұқсас F типіндегі жұлдыз. KELT 2A жұлдызы – кейінгі F карлик және KELT 2 ортақ қозғалыстың екі жұлдызынан бірі. KELT 2B – бұл 295 АЕ қашықтықта орналасқан ерте K карлик, ол экзопланетамен бір уақытта табылды.
There are several stars with confirmed planetary systems in Auriga; there is also a white dwarf with a suspected planetary system. HD 40979 has one planet, HD 40979 b. HD 40979 is 33.3 parsecs from Earth, a spectral class F8V star of magnitude 6.74 — just past the limit of visibility to the naked eye. It is of similar size to the Sun, at 1.1 solar masses and 1.21 solar radii. The planet, with a mass of 3.83 Jupiter masses, orbits with a semi major axis of 0.83 AU and a period of 263.1 days. HD 45350 has one planet as well. HD 45350 b was discovered through radial velocity measurements in 2004. It has a mass of 1.79 Jupiter masses and orbits every 890.76 days at a distance of 1.92 AU. Its parent star is faint, at an apparent magnitude of 7.88, a G5IV type star 49 parsecs away. It has a mass of 1.02 solar masses and a radius of 1.27 solar radii. HD 43691 b is a significantly larger planet, with a mass of 2.49 Jupiter masses; it is also far closer to its parent star, HD 43691. Discovered in 2007 from radial velocity measurements,
it orbits at a distance of 0.24 AU with a period of 36.96 days. HD 43691 has a radius identical to the Sun's, though it is more dense—its mass is 1.38 solar masses. It is a G0IV type star of magnitude 8.03, 93.2 parsecs from Earth. HD 49674 is a star in Auriga with one planet orbiting it. This G3V type star is faint, at magnitude 8.1, and fairly distant, at 40.7 parsecs from Earth. Like the other stars, it is similar in size to the Sun, with a mass of 1.07 solar masses and a radius of 0.94 solar radii. Its planet, HD 49674 b, is a smaller planet, at 0.115 Jupiter masses. It orbits very close to its star, at 0.058 AU, every 4.94 days. HD 49674 b was discovered by radial velocity observations in 2002. HAT P 9 b is the first transiting exoplanet confirmed in Auriga, orbiting the star HAT P 9. Unlike the other exoplanets in Auriga, detected by radial velocity measurements, HAT P 9 b was detected using the transit method in 2008. It has a mass of 0.67 Jupiter masses and orbits just 0.053 AU from its parent star, with a period of 3.92 days; its radius is 1.4 Jupiter radii, making it a hot Jupiter. Its parent star, HAT P 9, is an F type star similar to HAT P 9b. The star KELT 2A is a late F dwarf and is one member of the common proper motion binary star system KELT 2. KELT 2B is an early K dwarf about 295 AU away, and was discovered the same time as the exoplanet.
Терең аспан нысандары
Ауриганың галактикалық антиорталығы Бета Ауригадан шығысқа қарай шамамен 3,5° жерде орналасқан. Бұл – Галактикалық ортаға қарама-қарсы аспан сферасындағы нүкте; ол Күн жүйесіне ең жақын галактикалық жазықтықтың шеті. Жақын маңдағы жарқын жұлдыздарды ескермесек, бұл Сүт Жолының қалған бөлімдеріне немесе орталық жолағына қарағанда кішірек және сәл жарық бөлігі, сонымен қатар сыртқы спиральді қолының шаң жолақтарын қамтиды. Ауригада көптеген ашық шоғырлар мен басқа да нысандар бар; Сүт Жолының жұлдыз құратын бай қолы арқылы өтеді. Ең жарқын үш ашық шоғыр – M36, M37 және M38, олардың барлығы қала маңындағы аспанда көзілдірікпен немесе кішкентай телескоппен көрінеді. Үлкен телескоп жеке жұлдыздарды аңғарады. Тағы үш ашық шоғыр – ψ7 Ауригаға жақын орналасқан NGC 2281, ε Ауригаға жақын орналасқан NGC 1664 және IC 410 (NGC 1893-ті қоршап тұрған), IC 405 тұмандығының жанындағы тұманды шоғыр, Жалынар жұлдыз тұмандығы, M38 мен ι Аурига арасында орналасқан. AE Aurigae, қашып бара жатқан жұлдыз, қазіргі уақытта Жалынар жұлдыз тұмандығының ішінде орналасқан жарқын, өзгеретін жұлдыз. M36 (NGC 1960) – шамамен 60 жұлдызы бар жас галактикалық ашық шоғыр, олардың көпшілігі салыстырмалы түрде жарқын; алайда, көптеген әуесқой құралдарда шамамен 40 жұлдыз ғана көрінеді. Ол 3900 жарық жылы қашықтықта орналасқан және жалпы шамасы 6,0; ені 14 жарық жылы. Көрінетін диаметрі 12,0 доға минуты. Ауригадағы үш ашық шоғырдың ішінде M36 ең кішісі және ең шоғырланған, бірақ оның ең жарқын жұлдыздары шамамен 9-шы шамада. Оны 1749 жылы Гийом Ле Джентиль ашқан. M36 ортасында 10 доға минуты кеңдігімен жарқын жұлдыздардың түйіні бар, оны 10,7 доға секунд арақашықтықтағы компоненттері бар екі жұлдыз – Struve 737 бекітеді. M36 жұлдыздарының көпшілігі жылдам айналатын B типіндегі жұлдыздар. M36-ның Трамплер классы I 3 r және II 3 m болып беріледі. Орталық түйіннен басқа, шоғырдың басқа жұлдыздарының көпшілігі кіші түйіндер мен топтарда пайда болады. M37 (NGC 2099) – M36-дан үлкен және 4200 жарық жылы қашықтықта орналасқан ашық шоғыр. Оның 150 жұлдызы бар, бұл оны Ауригадағы ең бай шоғырға айналдырады; ең көрнекті мүшесі – ортада пайда болатын қызғылт сары жұлдыз. M37 диаметрі шамамен 25 жарық жылы. Бұл Ауригадағы ең жарқын ашық шоғыр, шамасы 5,6; көрінетін диаметрі 23,0 доға минуты. M37 1764 жылы Шарль Мессье ашқан, ол оның сұлулығын мақтаған көптеген астрономдардың алғашқысы болды. Роберт Бернхам кіші оны «жарылдап тұрған жұлдыздардың нағыз бұлты» деп сипаттады, ал Чарльз Пьяцци Смит жұлдыздар өрісі «жарылдап тұрған алтын шаңмен шашылыпты» деді. M37 жұлдыздары M36 жұлдыздарына қарағанда ескірек; олардың жасы шамамен 200 миллион жыл. Құрамына кіретін жұлдыздардың көпшілігі A типіндегі жұлдыздар, бірақ шоғырда кем дегенде 12 қызыл алып жұлдыз да бар. M37-нің Трамплер классы I 2 r және II 1 r болып беріледі. Телескоппен көрінетін жұлдыздардың шамасы 9,0-дан 13,0-ға дейін; шоғырдың ортасында екі 9-шы шамасы бар жұлдыз және 10-шы және 11-ші шамасы бар жұлдыздардың шығыстан батысқа қарай тізбегі бар. M38 – 3900 жарық жылы қашықтықта орналасқан, диффузиялық ашық шоғыр, Ауригадағы үш негізгі ашық шоғырдың ең аз шоғырланған; ол осыған байланысты Трамплер II 2 r немесе III 2 r класты шоғыр ретінде жіктеледі. Ол телескопта крест тәрізді немесе пи тәрізді нысан ретінде көрінеді және шамамен 100 жұлдызды қамтиды; жалпы шамасы 6,4. M38, M36 сияқты, 1749 жылы Гийом Ле Джентиль ашқан. Көрінетін диаметрі шамамен 20 доға секунд, ал нақты диаметрі шамамен 25 жарық жылы. M36 немесе M37 сияқты M38 әртүрлі жұлдыз популяциясымен ерекшеленеді. Популяцияның басым бөлігі A және B типіндегі негізгі тізбекті жұлдыздардан тұрады, B типіндегі жұлдыздар ең көне мүшелер және бірқатар G типіндегі алып жұлдыздар. Бір сары түстегі G типіндегі жұлдыз – M38-дегі ең жарқын жұлдыз, оның шамасы 7,9. M38-дегі ең жарқын жұлдыздар 9 және 10 шамасында. M38-ге NGC 1907 шоғыры ілесіп келеді, ол M38-ден оңтүстік-оңтүстік-батысқа қарай жарты градус оңтүстікке қарай орналасқан, ол 4200 жарық жылы қашықтықта орналасқан. Кіші шоғырдың жалпы шамасы 8,2 және диаметрі 6,0 доға минуты, бұл оны М38 шамасынан шамамен үштен бір бөлігіне тең етеді. Алайда, NGC 1907 бай шоғыр, ол Trumpler Class I 1 m n шоғыр ретінде жіктеледі. Оның шамамен 12 жұлдызы 9–10 шамасында және кем дегенде 25 жұлдызы 9–12 шамасында. IC 410 – әлсіз тұмандық, оны ашық жарқын шоғыр NGC 1893 алып жүреді. Бұл шоғыр 12 доға минуты диаметрімен және шамамен 20 жұлдыздан тұратын жұқа шоғыр. Оның ілеспе тұмандығының беткі жарықтығы өте төмен, оның бір себебі оның диаметрі 40 доға минуты. Бұл әуестік телескопта солтүстік пен оңтүстіктегі жарық аймақтарымен көрінеді; оңтүстіктегі жарқын бөлік үлкен құралда қара және ақ дақтардың үлгісін көрсетеді. NGC 1893, шамасы 7,5, Trumpler Class II 3 r n немесе II 2 m n шоғыр ретінде жіктеледі, яғни ол өте үлкен емес және сәл жарқын. Шоғыр шамамен 30 жұлдызы бар, олардың шамасы 9–12. Әуесқой құралында IC 410 тек Oxygen III фильтрімен көрінеді. NGC 2281 – 1500 жарық жылы қашықтықта орналасқан кішкентай ашық шоғыр. Ол ай тәрізді пішінде 30 жұлдызды қамтиды. Жалпы шамасы 5,4 және диаметрі 14,0 доға секунд, Trumpler Class I 3 m шоғыр ретінде жіктеледі. Шоғырдағы ең жарқын жұлдыз 8 шамасында; шамамен 12 жұлдызы 9–10 шамасында және 20 жұлдызы 11–13 шамасында. NGC 1931 – Ауригадағы тұмандық, M36-дан батысқа қарай бір градустан сәл артық қашықтықта орналасқан. Ол әуесқой телескопы үшін қиын нысан болып саналады. NGC 1931-дің шамамен интегралды шамасы 10,1; ол 3x3 доға минуты. Алайда, ол әуесқой телескопында созылған түрде көрінеді. Кейбір бақылаушылар тұмандықта жасыл түс байқауы мүмкін; үлкен телескоп тұмандықтың «жер жаңғағы» пішінін, сонымен қатар тұмандыққа енген төрт жұлдызды оңай көрсетеді. NGC 1931-дің ашық шоғыр бөлігі I 3 p n класты шоғыр ретінде жіктеледі; тұмандық бөлігі эмиссиялық және рефлексиялық тұмандық ретінде жіктеледі. NGC 1931 Жерден шамамен 6000 жарық жылы қашықтықта орналасқан және телескоптың көзінде кометамен шатастырылуы мүмкін. NGC 1664 – диаметрі 18 доға минуты және шамасы 7,6, Ауригадағы басқа да ашық шоғырлармен салыстырылатын, шамалы үлкен ашық шоғыр. Ұқсас шамасы бар ашық шоғыр – NGC 1778, шамасы 7,7. Бұл кішкентай шоғыр диаметрі 7 доға минуты және 25 жұлдызды қамтиды. NGC 1857 – кішкентай шоғыр, шамасы 7,0, сәл жарқырап тұр. Оның диаметрі 6 доға минуты және 40 жұлдызды қамтиды, бұл оны ұқсас өлшемдегі NGC 1778-ден әлдеқайда шоғырланған етеді. Басқа ашық шоғырлардан әлдеқайда сәл жарық – NGC 2126, шамасы 10,2. Сәл жарық болғанына қарамастан, NGC 2126 NGC 1857 сияқты шоғырланған, диаметрі 6 доға минутында 40 жұлдыз бар. IC 410 – әлсіз тұмандық, оны жарқын ашық шоғыр NGC 1893 алып жүреді. Шоғыр жұқа, диаметрі 12 доға минуты және шамамен 20 жұлдызды қамтиды. Оның ілеспе тұмандығының беткі жарықтығы өте төмен, оның бір себебі оның диаметрі 40 доға минуты.
Auriga has the galactic anticenter, about 3.5° to the east of Beta Aurigae. This is the point on the celestial sphere opposite the Galactic Center; it is the edge of the galactic plane roughly nearest to the solar system. Ignoring nearby bright stars in the foreground this is a smaller and less luminous part of the Milky Way than looking towards the rest of its arms or central bar and has dust bands of the outer spiral arms. Auriga has many open clusters and other objects; rich star forming arms of the Milky run through it. The three brightest open clusters are M36, M37 and M38, all of which are visible in binoculars or a small telescope in suburban skies. A larger telescope resolves individual stars. Three other open clusters are NGC 2281, lying close to ψ7 Aurigae, NGC 1664, which is close to ε Aurigae, and IC 410 (surrounding NGC 1893), a cluster with nebulosity next to IC 405, the Flaming Star Nebula, found about midway between M38 and ι Aurigae. AE Aurigae, a runaway star, is a bright variable star currently within the Flaming Star Nebula. M36 (NGC 1960) is a young galactic open cluster with approximately 60 stars, most of which are relatively bright; however, only about 40 stars are visible in most amateur instruments. It is at a distance of 3,900 light years and has an overall magnitude of 6.0; it is 14 light years wide. Its apparent diameter is 12.0 arcminutes. Of the three open clusters in Auriga, M36 is both the smallest and the most concentrated, though its brightest stars are approximately 9th magnitude. It was discovered in 1749 by Guillaume Le Gentil, the first of Auriga's major open clusters to be discovered. M36 features a 10 arcminute wide knot of bright stars in its center, anchored by Struve 737, a double star with components separated by 10.7 arcseconds. Most of the stars in M36 are B type stars with rapid rates of rotation. M36's Trumpler class is given as both I 3 r and II 3 m. Besides the central knot, most of the cluster's other stars appear in smaller knots and groups. M37 (NGC 2099) is an open cluster, larger than M36 and at a distance of 4,200 light years. It has 150 stars, making it the richest cluster in Auriga; the most prominent member is an orange star that appears at the center. M37 is approximately 25 light years in diameter. It is the brightest open cluster in Auriga with a magnitude of 5.6; it has an apparent diameter of 23.0 arcminutes. M37 was discovered in 1764 by Charles Messier, the first of many astronomers to laud its beauty. It was described as "a virtual cloud of glittering stars" by Robert Burnham, Jr. and Charles Piazzi Smyth commented that the star field was "strewed with sparkling gold dust". The stars of M37 are older than those of M36; they are approximately 200 million years old. Most of the constituent stars are A type stars, though there are at least 12 red giants in the cluster as well. M37's Trumpler class is given as both I 2 r and II 1 r. The stars visible in a telescope range in magnitude from 9.0 to 13.0; there are two 9th magnitude stars in the center of the cluster and an east to west chain of 10th and 11th magnitude stars. M38 is a diffuse open cluster at a distance of 3,900 light years, the least concentrated of the three main open clusters in Auriga; it is classified as a Trumpler Class II 2 r or III 2 r cluster because of this. It appears as a cross shaped or pi shaped object in a telescope and contains approximately 100 stars; its overall magnitude is 6.4. M38, like M36, was discovered by Guillaume Le Gentil in 1749. It has an apparent diameter of approximately 20 arcseconds and a true diameter of about 25 light years. Unlike M36 or M37, M38 has a varied stellar population. The majority of the population consists of A and B type main sequence stars, the B type stars being the oldest members, and a number of G type giant stars. One yellow hued G type star is the brightest star in M38 at a magnitude of 7.9. The brightest stars in M38 are magnitude 9 and 10. M38 is accompanied by NGC 1907, a smaller and dimmer cluster that lies half a degree south southwest of M38; it is at a distance of 4,200 light years. The smaller cluster has an overall magnitude of 8.2 and a diameter of 6.0 arcminutes, making it about a third the size of M38. However, NGC 1907 is a rich cluster, classified as a Trumpler Class I 1 m n cluster. It has approximately 12 stars of magnitude 9–10, and at least 25 stars of magnitude 9–12. IC 410, a faint nebula, is accompanied by the bright open cluster NGC 1893. The cluster is thin, with a diameter of 12 arcminutes and a population of approximately 20 stars. Its accompanying nebula has very low surface brightness, partially because of its diameter of 40 arcminutes. It appears in an amateur telescope with brighter areas in the north and south; the brighter southern patch shows a pattern of darker and lighter spots in a large instrument. NGC 1893, of magnitude 7.5, is classified as a Trumpler Class II 3 r n or II 2 m n cluster, meaning that it is not very large and is somewhat bright. The cluster possesses approximately 30 stars of magnitude 9–12. In an amateur instrument, IC 410 is only visible with an Oxygen III filter. NGC 2281 is a small open cluster at a distance of 1,500 light years. It contains 30 stars in a crescent shape. It has an overall magnitude of 5.4 and a fairly large diameter of 14.0 arcseconds, classified as a Trumpler Class I 3 m cluster. The brightest star in the cluster is magnitude 8; there are approximately 12 stars of magnitude 9–10 and 20 stars of magnitude 11–13. NGC 1931 is a nebula in Auriga, slightly more than one degree to the west of M36. It is considered to be a difficult target for an amateur telescope. NGC 1931 has an approximate integrated magnitude of 10.1; it is 3 by 3 arcminutes. However, it appears to be elongated in an amateur telescope. Some observers may note a green hue in the nebula; a large telescope will easily show the nebula's "peanut" shape, as well as the quartet of stars that are engulfed by the nebula. The open cluster portion of NGC 1931 is classed as a I 3 p n cluster; the nebula portion is classed as both an emission and reflection nebula. NGC 1931 is approximately 6,000 light years from Earth and could easily be confused with a comet in the eyepiece of a telescope. NGC 1664 is a fairly large open cluster, with a diameter of 18 arcminutes, and moderately bright, with a magnitude of 7.6, comparable to several other open clusters in Auriga. One open cluster with a similar magnitude is NGC 1778, with a magnitude of 7.7. This small cluster has a diameter of 7 arcminutes and contains 25 stars. NGC 1857, a small cluster, is slightly brighter at magnitude 7.0. It has a diameter of 6 arcminutes and contains 40 stars, making it far more concentrated than the similar sized NGC 1778. Far dimmer than the other open clusters is NGC 2126 at magnitude 10.2. Despite its dimness, NGC 2126 is as concentrated as NGC 1857, having 40 stars in a diameter of 6 arcminutes.
Метеорлар жауын
Ауригада екі метеор шашырауы орын алады. Бұрын "Альфа-Ауригидтер" деп аталған, тұтас шоқжұлдыздың атымен аталатын Ауригидтер 1935, 1986, 1994 және 2007 жылдардағыдай, мерзімімен қайталап болатын жарқындауларымен белгілі. Олар 1911 жылы Карл Кларенс Кисс ашқан Кисс кометасымен (C/1911 N1) байланысты. Бұл байланыс 1935 жылы Куно Хоффмейстер мен Артур Тейхгрейбердің анықтаған. 1 қыркүйекте 1935 жылы болған Ауригид жарқындауы Кисс кометасымен байланысты зерттеуге түрткі болды, бірақ кометаның қайтуы арасындағы 24 жылдық кешігу ғылыми қауымдастықта күмән тудырды. Дегенмен, 1986 жылғы оқиға бұл күмәнді сейілтті. Венгр әуесқой метеор бақылаушысы Иштван Теплицки 1935 жылы расталған жарқындауға ұқсас, Ауригадан сәулеленген көптеген жарқын метеорларды байқады. Теплицки байқаған радианттың және 1935 жылғы радианттың орны Кисс кометасының орнына жақын болғандықтан, комета Ауригид метеор ағынының көзі екені расталды. 1994 жылы Ауригидтер керемет жарқындауға ұшырады, сол кезде Калифорнияда көптеген көлденең метеорлар байқалды – кіру бұрышы шалғай және көктемнен шығудай көрінетін метеорлар. Метеорлар көк және жасыл түстің реңктерімен боялған, баяу қозғалған және кемінде 45° ұзындықтағы із қалдырған. Кіру бұрышы өте жай болғандықтан, 1994 жылғы кейбір Ауригидтер 2 секундқа дейін созылды. 1994 жылғы Ауригидтердің жарылысының бір бөлігіне тек бірнеше визуалды бақылаушылар болғанымен, екі сағаттан кем уақытқа созылған 1994 жылғы Ауригидтердің шыңы фин радиоастрономы Илькка Ержоламен расталды. 1994 жылы Кисс кометасымен байланыс толық расталды. 2007 жылғы Ауригидтердің жарқындауын Питер Дженнискенс болжаған және оны әлемдік астрономдар байқаған. Альфа-Ауригид жарқындауы болмайды деген болжамдарға қарамастан, жауын кезінде көптеген жарқын метеорлар байқалды, олар болжам бойынша 1 қыркүйекте шыңына жетті. 1994 жылғы жарқындау сияқты, 2007 жылғы Ауригидтер де өте жарқын болды және көбінесе көк және жасыл түсті. Сағаттық ең жоғары зениттік жылдамдық сағатына 100 метеорды құрады, оны Калифорния уақыты бойынша таңғы сағат 4:15-те (12:15 UTC) NASA ұшақтарымен ұшқан астрономдар тобы байқады. Ауригидтер әдетте II сыныпты тыныш метеор шашырауы болып табылады, ол әр жылдың 28 тамызынан бастап 1 қыркүйектің таңертеңгі сағаттарында ең жоғары деңгейге жетеді. Сағаттық ең жоғары зениттік жылдамдық 2–5 метеорды құраса да, Ауригидтер жылдам, кіру жылдамдығы /сек құрайды. Жылдық Ауригидтердің сәулесі шоқжұлдыздың ортасындағы үшінші шамадағы жұлдыз Тета Ауригадан шамамен екі градус солтүстікке қарай орналасқан. Ауригидтер 4 қыркүйекте аяқталады. Кей жылдары ең жоғары жылдамдық сағатына 9–30 метеорға жетеді. Ауригадан сәуле шашатын басқа метеор шашыраулары Альфа-Ауригидтерге қарағанда әлдеқайда аз көрінеді және тұрақсыз. Зета-Ауригидтер – әлсіз шашырау, 11 желтоқсаннан 21 қаңтарға дейін созылатын солтүстік және оңтүстік тармақтары бар. Бұл шашырау 1 қаңтарда ең жоғары деңгейге жетеді және өте баяу метеорлармен сипатталады, ең жоғары жылдамдығы сағатына 1–5 метеорды құрайды. Оны 1886 жылы Уильям Деннинг ашқан және Александр Стюарт Гершель сирек кездесетін от шарылардың көзі екенін анықтаған. "Ауригидтер" деп аталатын тағы бір әлсіз метеор ағыны бар, ол қыркүйек айындағы шашыраумен байланысты емес. Бұл шашырау 31 қаңтардан 23 ақпанға дейін созылады, 5 ақпаннан 10 ақпанға дейін ең жоғары деңгейге жетеді; оның баяу метеорлары сағатына шамамен 2 жылдамдықпен жоғары деңгейге жетеді. Дельта-Ауригидтер – Ауригадан сәуле шашатын әлсіз шашырау. Оны Нью-Мексико мемлекеттік университетінің зерттеушілері анықтаған және оның шыңы өте төмен. Дельта-Ауригидтер 22 қыркүйектен 23 қазанға дейін созылады, ал 6-15 қазан аралығында ең жоғары деңгейге жетеді. Олар қыркүйектегі Эпсилон Персеидтермен байланысты болуы мүмкін, бірақ олар Кома Беринецидтерге көбірек ұқсас, өйткені Дельта-Ауригидтер ұзақ өмір сүреді және жарқын метеорлар аз. Олардың да белгісіз қысқа мерзімді ретроградты кометамен байланысы бар. Иота-Ауригидтер – қараша айының ортасында пайда болатын гипотезалық шашырау; оның аталық денесі 2000 NL10 астероиды болуы мүмкін, бірақ бұл байланыс күмәнді. Гипотеза бойынша Иота-Ауригидтер Тауридтердің әлсіз ағыны болуы мүмкін.
Auriga is home to two meteor showers. The Aurigids, named for the entire constellation and formerly called the "Alpha Aurigids", are renowned for their intermittent outbursts, such as those in 1935, 1986, 1994, and 2007. They are associated with the comet Kiess (C/1911 N1), discovered in 1911 by Carl Clarence Kiess. The association was discovered after the outburst in 1935 by Cuno Hoffmeister and Arthur Teichgraeber. The Aurigid outburst on September 1, 1935, prompted the investigation of a connection with Comet Kiess, though the 24 year delay between the comet's return caused doubt in the scientific community. However, the outburst in 1986 erased much of this doubt. Istvan Teplickzky, a Hungarian amateur meteor observer, observed many bright meteors radiating from Auriga in a fashion very similar to the confirmed 1935 outburst. Because the position of Teplickzky's observed radiant and the 1935 radiant were close to the position of Comet Kiess, the comet was confirmed as the source of the Aurigid meteor stream. The Aurigids had a spectacular outburst in 1994, when many grazing meteors—those that have a shallow angle of entry and seem to rise from the horizon—were observed in California. The meteors were tinted blue and green, moved slowly, and left trails at least 45° long. Because they had such a shallow angle of entry, some 1994 Aurigids lasted up to 2 seconds. Though there were only a few visual observers for part of the outburst, the 1994 Aurigids peak, which lasted less than two hours, was later confirmed by Finnish amateur radio astronomer Ilkka Yrjölä. The connection with Comet Kiess was finally confirmed in 1994. The 2007 outburst of the Aurigids was predicted by Peter Jenniskens and was observed by astronomers worldwide. Despite some predictions that there would be no Alpha Aurigid outburst, many bright meteors were observed throughout the shower, which peaked on September 1 as predicted. Much like in the 1994 outburst, the 2007 Aurigids were very bright and often colored blue and green. The maximum zenithal hourly rate was 100 meteors per hour, observed at 4:15 am, California time (12:15 UTC) by a team of astronomers flying on NASA planes. The Aurigids are normally a placid Class II meteor shower that peaks in the early morning hours of September 1, beginning on August 28 every year. Though the maximum zenithal hourly rate is 2–5 meteors per hour, the Aurigids are fast, with an entry velocity of /sec. The annual Aurigids have a radiant located about two degrees north of Theta Aurigae, a third magnitude star in the center of the constellation. The Aurigids end on September 4. Some years, the maximum rate has reached 9–30 meteors per hour. The other meteor showers radiating from Auriga are far less prominent and capricious than the Alpha Aurigids. The Zeta Aurigids are a weak shower with a northern and southern branch lasting from December 11 to January 21. The shower peaks on January 1 and has very slow meteors, with a maximum rate of 1–5 meteors per hour. It was discovered by William Denning in 1886 and was discovered to be the source of rare fireballs by Alexander Stewart Herschel. There is another faint stream of meteors called the "Aurigids", unrelated to the September shower. This shower lasts from January 31 to February 23, peaking from February 5 through February 10; its slow meteors peak at a rate of approximately 2 per hour. The Delta Aurigids are a faint shower radiating from Auriga. It was discovered by a group of researchers at New Mexico State University and has a very low peak rate. The Delta Aurigids last from September 22 through October 23, peaking between October 6 and October 15. They may be related to the September Epsilon Perseids, though they are more similar to the Coma Berenicids in that the Delta Aurigids last longer and have a dearth of bright meteors. They too have a hypothesized connection to an unknown short period retrograde comet. The Iota Aurigids are a hypothesized shower occurring in mid November; its parent body may be the asteroid 2000 NL10, but this connection is highly disputed. The hypothesized Iota Aurigids may instead be a faint stream of Taurids.