Сравнивайте с английским: нажмите на абзац — оригинал откроется в окне. Кнопка EN под абзацем показывает его прямо в тексте.
Содержание
Введение
Созвездие в северном небесном полушарии
Constellation in the northern celestial hemisphere
Аурига — созвездие в северном небесном полушарии. Это одно из 88 современных созвездий; оно входило в число 48 созвездий, перечисленных астрономом Птолемеем во II веке. Его название происходит от латинского слова, означающего «возничий», и связано с различными мифологическими персонажами, включая Эрихтония и Миртила. Аурига наиболее хорошо видна зимними вечерами в северном полушарии, наряду с пятью другими созвездиями, содержащими звезды астеризма Зимнего шестиугольника. Из-за своего северного склонения Аурига видна целиком только до 34° южной широты; для наблюдателей, находящихся южнее, она частично или полностью скрыта за горизонтом. Это крупное созвездие, занимающее площадь в 657 квадратных градусов, что составляет половину размера самого большого созвездия — Гидры. Самая яркая звезда в Ауриге, Капелла, — необычная кратная звездная система, одна из самых ярких на ночном небе. Бета Ауриги — интересная переменная звезда в этом созвездии; Эпсилон Ауриги, близкая затмивающая двойная звезда с необычно длинным периодом, интенсивно изучается. Благодаря своему расположению вблизи зимнего Млечного Пути, Аурига содержит множество ярких рассеянных скоплений на своих границах, включая M36, M37 и M38, популярные объекты для астрономов-любителей. Кроме того, в ней находится одна заметная туманность — туманность Пламенная звезда, связанная с переменной звездой AE Ауриги. В китайской мифологии звезды Ауриги были включены в состав нескольких созвездий, в том числе колесниц небесных императоров, образованных самыми яркими звездами современного созвездия. Аурига является источником метеорных потоков Ауригиды, Зета-Ауригиды, Дельта-Ауригиды и гипотетических Йота-Ауригид.
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.
История и мифология
Первые записи о звездах Ауриги встречаются в Месопотамии, где созвездие называлось ГАМ и изображало серп или посох. Однако это могло относиться как к Капелле (Альфа Ауриги), так и ко всему современному созвездию; эта фигура также называлась Гамлум или МУЛ. ГАМ упоминается в тексте МУЛ.АПИН. Посох Ауриги символизировал пастуха или погонщика коз. Он формировался из большинства звезд современного созвездия, включая все яркие, за исключением Эльната, который традиционно относили как к Тельцу, так и к Ауриге. Позже, бедуинские астрономы создали созвездия, состоящие из групп животных, где каждая звезда представляла отдельное животное. Звезды Ауриги изображали стадо коз, ассоциация, присутствующая также в греческой мифологии. Эта связь с козами перешла в греческую астрономическую традицию, хотя впоследствии она стала ассоциироваться с колесничим, наряду с пастухом. В греческой мифологии Аурига часто отождествляется с мифологическим греческим героем Эрихтонием Афинским, хтоническим сыном Гефеста, воспитанным богиней Афиной. Эрихтонию обычно приписывают изобретение квадриги – четырехконечной колесницы, которую он использовал в битве против узурпатора Амфиктиона, событие, сделавшее Эрихтония царем Афин. Его колесница была создана по образу колесницы Солнца, поэтому Зевс поместил его на небеса. Афинский герой посвятил себя Афине, и вскоре после этого Зевс вознес его на ночное небо в знак признания его изобретательности и героических поступков. Однако Аурига иногда изображается как Миртил, сын Гермеса и колесничий Эномая. Связь Ауриги и Миртила подтверждается изображениями созвездия, на которых редко изображают колесницу. Колесница Миртила была уничтожена в гонке, предназначенной для женихов, чтобы завоевать сердце дочери Эномая, Ипподамии. Миртил заслужил место на небесах, когда Пелопс, успешный жених Ипподамии, убил его, несмотря на его соучастие в помощи Пелопу добиться ее руки. После его смерти отец Миртила, Гермес, поместил его на небо. Еще одна мифологическая связь Ауриги – сын Тесея, Гипполит. Он был изгнан из Афин после того, как отказался от романтических ухаживаний своей мачехи Федры, которая в результате покончила с собой. Он погиб, когда его колесница разбилась, но был возвращен к жизни Асклепием. Аурига также может представлять Фаэтона, сына солнца Гелиоса, который обманом заставил отца позволить ему управлять его колесницей на один день. Фаэтон потерпел крушение и сгорел, опалив землю. Затем он был помещен на ночное небо в виде Ауриги. Независимо от конкретного представления Ауриги, вероятно, созвездие было создано древними греками в память о важности колесницы в их обществе. Эпизодическое упоминание Ауриги в греческой мифологии связано с конечностями брата Медеи. В мифе о Ясоне и аргонавтах Медея, по возвращении домой, убила своего брата и расчленила его, бросив части его тела в море, которое представлено Млечным Путем. Каждая звезда символизирует отдельную конечность. Капелла связана с мифологической козой Амальтеей, которая вскормила младенца Зевса. Она образует астеризм со звездами Эпсилон Ауриги, Зета Ауриги и Эта Ауриги, последние две из которых известны как Хаеди (Козлята). Хотя Капелла чаще всего ассоциируется с Амальтеей, иногда ее связывают и с хозяйкой Амальтеи – нимфой. Согласно мифу о нимфе, отталкивающая внешность козы, напоминающая Горгону, отчасти способствовала поражению титанов, поскольку Зевс снял с козы шкуру и носил ее в качестве своего эгиды. Астеризм, включающий козу и козлят, ранее был отдельным созвездием; однако Птолемей объединил Вождя колесницы и Козлов в Альмагесте II века. До этого Капелла иногда рассматривалась как самостоятельное созвездие – Плиний Старший и Манилий называли ее Капра, Капер или Хиркус, что связано с ее статусом «козьей звезды». Зета Ауриги и Эта Ауриги впервые были названы «Козлятами» древнегреческим астрономом Клеостратом. Традиционно, иллюстрации Ауриги изображают колесницу и ее возничего. Возничий держит козу на левом плече и двух козлят под левой рукой, а в правой руке – поводья колесницы. Однако изображения Ауриги на протяжении многих лет были непоследовательными. Поводья в правой руке также изображались как кнут, хотя Капелла почти всегда находится над его левым плечом, а Козлята – под левой рукой. В атласе Гигиния 1488 года отклоняется от этого типичного изображения, показывая...
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.
В не-западной астрономии
Звезды Ауриги были включены в состав нескольких китайских созвездий. Учэ, пять колесниц небесных императоров и символ урожая зерна, представляло собой созвездие, образованное Альфой Ауриги, Бетой Ауриги, Бетой Тельца, Тетой Ауриги и Иотой Ауриги. Саньчжу или Чжу было одним из трех созвездий, обозначавших столбы для привязывания лошадей. Оно формировалось трио звезд Эпсилон, Дзета и Эта Ауриги; Ню, Тау и Ипсилон Ауриги; и Чи и 26 Ауриги, а также одной неустановленной звезды. Сянчжи, пруд, где заходит солнце, и Тяньхуан, пруд, мост или пристань, были другими созвездиями в Ауриге, однако звезды, из которых они состояли, не определены. Цзоци, символизировавший кресла для императора и других чиновников, состоял из девяти звезд в восточной части созвездия. Багу, созвездие, в основном сформированное звездами в Жирафе, представляющее различные виды сельскохозяйственных культур, включало северные звезды Дельта и Си Ауриги. В древней индуистской астрономии Капелла считалась сердцем Брахмы и имела религиозное значение. Древние перуанцы видели в Капелле, или Колке, звезду, тесно связанную с делами пастухов. В Бразилии народ Бороро включает звезды Ауриги в огромное созвездие, изображающее каймана, его южные звезды обозначают конец хвоста животного. Восточная часть Тельца составляет остальную часть хвоста, Орион – тело, а Лепус – голову. Это созвездие возникло из-за важности кайманов в повседневной жизни жителей Амазонии. Есть свидетельства того, что Капелла имела значение для ацтеков, поскольку на археологическом комплексе Монте-Альбан позднего классического периода есть маркер гелиакального восхода звезды. Коренные народы Калифорнии и Невады также заметили яркий узор звезд Ауриги. Для них яркие звезды созвездия образовали кривую, изображенную на петроглифах в форме полумесяца. Коренные жители Северной Америки, народ пауни, узнавали созвездие с теми же основными звездами, что и современная Аурига: Альфа, Бета, Гамма (Бета Тельца), Тета и Иота Ауриги. На Маршалловых островах Аурига фигурировала в мифе о Дюмуре, повествующем о создании неба. Антарес в Скорпионе представлял Дюмура, старшего сына матери звезд, а Плеяды – ее младшего сына. Мать звезд, Лигеданер, изображалась Капеллой и жила на острове Алинаблаб. Она сказала своим сыновьям, что первым, кто достигнет восточного острова, станет Королем Звезд, и попросила Дюмура взять ее с собой в своей лодке. Он отказался, как и каждый из ее сыновей, кроме Плеяд. Плеяды выиграли гонку с помощью Лигеданер и стали Королем Звезд. В других частях Центральных Каролинских островов Капелла называлась Jefegen uun (варианты включают efang alul, evang el ul и iefangel uul), что означает «к северу от Альдебарана». Различные названия для Ауриги и Капеллы были зафиксированы в обществах Восточной части Тихого океана. На Пукапуке фигура современной Ауриги называлась Te Wale o Tutakaiolo («Дом Тутакайоло»), а на Островах Общества – Faa nui («Великая долина»). Сама Капелла называлась Tahi anii («Уникальный Владыка») на Островах Общества. Хоку лей было названием Капеллы, но могло быть названием всего созвездия; название означает «Звездный венок» и относится к одной из жен Плеяд по имени Макалии. Звезды Ауриги фигурируют в созвездиях инуитов. Кутуржук, что означает «ключицы», было созвездием, в которое входили Капелла (Альфа Ауриги), Менкалинан (Бета Ауриги), Поллукс (Бета Близнецов) и Кастор (Альфа Близнецов). Его восход сигнализировал о скором восходе созвездия Агжук, состоящего из Альтаира (Альфа Орла), Таразеда (Гамма Орла) и иногда Альшайна (Бета Орла). Агжук, символизировавший рассвет после зимнего солнцестояния, было чрезвычайно важным созвездием в мифологии инуитов и использовалось для навигации и определения времени ночью.
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.
Яркие звезды
Альфа Ауриге (Капелла), самая яркая звезда в созвездии Ауриги, является звездой класса G8III (гигант типа G), расположенной на расстоянии 43 световых года и шестой по яркости звездой на ночном небе с видимой звёздной величиной 0,08. Её традиционное название отсылает к мифологической роли Амальтеи; иногда её называют «Козьей звездой». Все названия Капеллы связаны с этой мифологией. В арабском языке Капеллу называли аль-Айюк, что означает «козёл», а в шумерском – муль.АШ.КАР, «козья звезда». На острове Онтонг-Ява Капеллу называли нахалаполу. Капелла — спектроскопическая двойная звезда с периодом обращения 104 дня. Оба компонента — жёлтые гиганты, причём первичная звезда относится к типу G, а вторичная находится между типами G и F в своей эволюции. Вторичная звезда официально классифицируется как звезда класса G0III (гигант типа G). Первичная звезда имеет радиус 11,87 солнечных радиусов и массу 2,47 солнечных масс, а вторичная — радиус и массу. Компоненты разделены на 110 миллионов километров, что составляет почти 75% расстояния между Землёй и Солнцем. Двойственная природа звезды была обнаружена в 1899 году в обсерватории Лика, а её период был определён в 1919 году Дж. А. Андерсоном с помощью 100-дюймового телескопа обсерватории Маунт-Уилсон. Капелла имеет золотисто-жёлтый оттенок, хотя Птолемей и Джованни Баттиста Риччоли описывали её цвет как красный, что объясняется не изменением цвета самой Капеллы, а особенностями цветовосприятия этих астрономов. Абсолютная звёздная величина Капеллы составляет 0,3, а светимость в 160 раз превышает светимость Солнца, или (первичная звезда имеет светимость, а вторичная). Капелла может быть слабо связана с Гиадами, рассеянным скоплением в Тельце, из-за их схожего собственного движения. У Капеллы есть ещё один спутник — Капелла H, представляющий собой пару красных карликов, расположенных на расстоянии 11 000 астрономических единиц (0,17 световых лет) от основной пары. Бета Ауриге (Menkalinan, Menkarlina) — яркая звезда класса A2IV (подгигант типа A). Её арабское название происходит от фразы mankib dhu al 'inan, что означает «плечо возничего», и указывает на положение Бета Ауриге в созвездии. Менкалинан находится на расстоянии 81 светового года и имеет звёздную величину 1,90. Как и Эпсилон Ауриге, это затмевающаяся двойная звезда, меняющая свою яркость на 0,1m. Оба компонента — голубовато-белые звёзды с периодом обращения 3,96 дня. Двойственная природа звезды была обнаружена спектроскопически в 1890 году Антонией Мори, что сделало её второй открытой спектроскопической двойной, а переменность была обнаружена фотометрически 20 лет спустя Джоэлем Стеббинсом. Абсолютная звёздная величина Менкалинан составляет 0,6, а светимость компонента его движения в направлении Земли составляет в секунду. Бета Ауриге может быть связана с потоком около 70 звёзд, включая Дельту Льва и Альфу Змееносца; собственное движение этой группы сопоставимо с движением группы движущихся звёзд Большой Медведицы, хотя эта связь пока лишь гипотетическая. Помимо близкого затмевающегося спутника, у Менкалинан есть ещё две звезды, связанные с ним. Одна из них — несвязанный оптический спутник, обнаруженный в 1783 году Уильямом Гершелем; его звёздная величина составляет 10,5, а угловое расстояние — 184 угловые секунды. Другая звезда, вероятно, гравитационно связана с первичной звездой, что подтверждается их общим собственным движением. Эта звезда 14-й звёздной величины была открыта в 1901 году Эдвардом Эмерсоном Барнардом. Она находится на расстоянии 12,6 угловых секунд и примерно в 350 астрономических единицах от первичной звезды.
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.
Другие яркие звезды
Кроме особенно ярких звезд Альфа и Бета Ауриги, Аурига содержит множество тусклых звезд, видимых невооруженным глазом. Гамма Ауриги, ныне известная под своим прежним названием Бета Таури (Эль Нат, Алнат) – звезда класса B7III (гигант типа B). С видимой звездной величиной около +1.65 она заняла бы четкое третье место по яркости, если бы оставалась в созвездии Ауриги. Это меркурий-марганцевая звезда с выраженными спектральными линиями тяжелых элементов. Иота Ауриги, также называемая Хасселех и Кабдилинан, является звездой класса K3II (яркий гигант типа K) с величиной 2,69; она находится примерно в 494 световых годах от Земли. Она эволюционировала из звезды типа B в звезду типа K за оцененные 30–45 миллионов лет с момента своего рождения. Она классифицируется как особенно яркий яркий гигант, но ее свет частично ослабляется (блокируется) внутригалактическими пылевыми облаками — по оценкам астрономов, это приводит к уменьшению ее яркости на 0,6 звездной величины. Это гибридная звезда, гигант, излучающий рентгеновское излучение из своей короны и обладающий холодным звездным ветром. Несмотря на собственное движение всего 0,02 угловой секунды в год, она имеет радиальную скорость 10,5 мили (17 км) в секунду, указывающую на удаление. Традиционное название Кабдилинан, иногда сокращаемое до "Алкаб", происходит от арабской фразы al kab dh'il inan, означающей "плечо держателя поводьев". Иота может завершить свою эволюцию как сверхновая, но из-за близости к пределу массы для таких звезд она может вместо этого стать белым карликом. Дельта Ауриги, самая северная яркая звезда в Ауриге, является звездой типа K0III (гигант типа K), находящейся в 126 световых годах от Земли и возрастом около 1,3 миллиарда лет. Ее величина составляет 3,72, абсолютная величина – 0,2, а светимость примерно в 12 раз превышает светимость Солнца. Масса Дельты составляет всего две солнечные массы, а период вращения – почти один год. Хотя ее часто описывают как одиночную звезду, на самом деле у нее есть три очень удаленных оптических спутника. Один из них – двойная звезда с величиной 11, разделенная двумя угловыми минутами; другой – звезда с величиной 10, разделенная тремя угловыми минутами. Ламбда Ауриги (Аль Хурр) – звезда типа G1.5IV V (звезда типа G, находящаяся между субгигантом и звездой главной последовательности) с величиной 4,71. Ее абсолютная величина составляет 4,4, а расстояние до Земли – 41 световой год. Она имеет очень слабые эмиссионные линии в инфракрасном спектре, как и Эпсилон Ауриги. В фотометрических наблюдениях за Эпсилоном, необычной переменной звездой, Ламбда обычно используется в качестве звезды сравнения. Она приближается к концу своей жизни, сжигая водород, в возрасте 6,2 миллиарда лет. Она также имеет необычно высокую радиальную скорость – 83 км/с. Несмотря на то, что она старше Солнца, она во многом похожа на него: ее масса составляет 1,07 солнечной массы, радиус – 1,3 солнечного радиуса, а период вращения – 26 дней. Однако она отличается от Солнца своей металличностью: содержание железа в ней в 1,15 раза больше, чем в Солнце, а азота и углерода относительно меньше. Как и у Дельты, у нее есть несколько оптических спутников, и ее часто классифицируют как одиночную звезду. Самые яркие спутники имеют величину 10 и разделены 175 и 203 угловыми секундами. Более тусклые спутники имеют величину 13 и 14 и находятся на расстоянии 87 и 310 угловых секунд от Ламбды соответственно. Ну Ауриги – звезда G9.5III (гигант типа G) с величиной 3,97, находящаяся в 230 световых годах от Земли. Ее светимость и абсолютная величина составляют 0,2. Ну – гигантская звезда с радиусом 20–21 солнечного радиуса и массой около 3 солнечных масс. Она может быть технически двойной звездой; ее спутник, иногда описываемый как оптический и разделенный 56 угловыми секундами, является карликовой звездой спектрального типа K6 и величиной 11,4. Ее период составляет более 120 000 лет, и она вращается по орбите на расстоянии не менее 3700 а.е. от центральной звезды.
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
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
Затемняющие двойные звезды
Наиболее заметной переменной звездой в созвездии Возничий является Эпсилон Возничего (Al Maz, Almaaz) – двойная затмевающая звезда класса F0 с необычно длительным периодом в 27 лет; последние минимумы произошли в 1982–1984 и 2009–2011 годах. Расстояние до системы является предметом споров, оценки варьируются от 4600 до 2170 световых лет. Первичная звезда – белый сверхгигант, а вторичная, возможно, сама является двойной звездой внутри обширного пылевого диска. Максимальная звездная величина составляет 3,0, но она удерживается на минимальной величине 3,8 около года; последнее затмение началось в 2009 году. Абсолютная звездная величина первичной звезды равна −8,5, а светимость необычайно высока, что объясняет её яркость на таком большом расстоянии. Эпсилон Возничего – самая долгопериодическая из известных на данный момент затмевающих двойных звезд. Первое зафиксированное затмение Эпсилон Возничего произошло в 1821 году, однако её переменный характер был подтвержден лишь во время затмения 1847–48 годов. После этого было предложено множество теорий о природе затмевающей компоненты. Эпсилон Возничего имеет непокрывающую компоненту, видимую как звезда 14-й звездной величины, отделенная от первичной на 28,6 угловых секунд. Она была открыта Шерберном Уэсли Бернхэмом в 1891 году в Дирборнской обсерватории и находится примерно в 0,5 световых лет от первичной звезды. Другая затмевающая двойная звезда в созвездии Возничий, входящая в астеризм Хаеди вместе с Этой Возничего, – это Зета Возничего (Sadatoni), затмевающая двойная звезда на расстоянии 776 световых лет с периодом 2 года и 8 месяцев. Её абсолютная звездная величина равна −2,3. Первичная звезда имеет оранжевый оттенок и относится к типу K5II (яркий гигант типа K), а вторичная – меньшая голубая звезда, подобная Регулу; её период составляет 972 дня. Вторичная звезда относится к типу B7V – звезда главной последовательности типа B. Максимальная звездная величина Зеты Возничего составляет 3,7, а минимальная – 4,0. Полное затмение малой голубой звезды оранжевым гигантом длится 38 дней, с двумя фазами частичного затмения по 32 дня в начале и конце. Диаметр первичной звезды составляет 150 D☉, а светимость ; диаметр вторичной звезды составляет 4 D☉, а светимость . Зету Возничего спектроскопически определили как двойную звезду Антониа Мори в 1897 году, а в 1908 году Уильям Уоллес Кэмпбелл подтвердил её двойственную природу. Обе звезды вращаются вокруг друг друга на расстоянии около 80 миллионов километров. Зета Возничего удаляется от Земли со скоростью 13 километров в секунду. Второй из двух звезд Хаеди, или "Детей", – это Эта Возничего, звезда класса B3, расположенная в 243 световых годах от Земли, с звездной величиной 3,17. Это звезда класса B3V, то есть голубо-белая звезда главной последовательности. Абсолютная звездная величина Эта Возничего равна −1,7, а светимость . Эта Возничего удаляется от Земли со скоростью 7 километров в секунду. T Возничего (Nova Aurigae 1891) – новая звезда, обнаруженная 23 января 1892 года Томасом Дэвидом Андерсоном с звездной величиной 5,0. Она стала видна невооруженным глазом к 10 декабря 1891 года, что зафиксировано на фотографических пластинах, изученных после открытия новой звезды. Затем она увеличила свою яркость в 2,5 раза с 11 по 20 декабря, достигнув максимальной звездной величины 4,4. T Возничего медленно угасала в январе и феврале 1892 года, а затем быстро угасала в марте и апреле, достигнув звездной величины 15 в конце апреля. Однако её яркость начала возрастать в августе, достигнув 9,5 звездной величины, на которой она оставалась до 1895 года. В течение последующих двух лет её яркость уменьшилась до 11,5, а к 1903 году она составляла примерно 14-ю звездную величину. К 1925 году она достигла своей нынешней звездной величины 15,5. Когда новая звезда была обнаружена, её спектр показал материал, движущийся к Земле с высокой скоростью. Однако, когда спектр был повторно изучен в августе 1892 года, он оказался спектром планетарной туманности. Наблюдения Эдварда Эмерсона Барнарда в Ликской обсерватории показали, что она имеет форму диска с четкой туманностью диаметром 3 угловые секунды. В 1943 году оболочка имела диаметр 12 угловых секунд. T Возничего классифицируется как медленная новая, подобная DQ Herculis. Как и DQ Herculis, WZ Sagittae, Nova Persei 1901 и Nova Aquilae 1918, это очень близкая двойная система с очень коротким периодом. Период T Возничего в 4,905 часа сопоставим с периодом DQ Herculis в 4,65 часа, а период частичного затмения составляет 40 минут.
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.
Другие переменные звезды
В Ауриге существует множество других переменных звезд различных типов. ψ1 Aurigae (Dolones) — оранжевый сверхгигант, меняющий свою яркость от 4,8 до 5,7 звездной величины, хотя и нерегулярно. Его спектральный класс K5Iab, средняя звездная величина равна 4,91, а абсолютная — −5,7. Долонес находится на расстоянии 3976 световых лет от Земли. RT Aurigae — цефеида, меняющая свою яркость от 5,0 до 5,8 звездной величины в течение периода 3,7 дня. Желто-белый сверхгигант, расположенный на расстоянии 1600 световых лет. Его переменность была открыта английским астрономом-любителем Т. Х. Астбери в 1905 году. Спектральный класс звезды — F8Ibv, что означает, что это сверхгигант типа F. RX Aurigae также является цефеидой; её яркость колеблется от 8,0 до 7,3 звездной величины, а период составляет 11,62 дня. RW Aurigae — прототип своего класса нерегулярных переменных звезд. Её изменчивость была обнаружена в 1906 году Лидией Цераски в Московской обсерватории. Спектр RW Aurigae указывает на турбулентную звездную атмосферу и содержит выраженные линии эмиссии кальция и водорода. Её спектральный тип — G5V:e. SS Aurigae — переменная звезда типа SS Cygni, классифицируемая как взрывная карликовая звезда. Открыта Эмилем Сильбернагелем в 1907 году, она почти всегда находится в состоянии минимальной яркости, равной 15 звездной величине, но увеличивает яркость до максимума, который в 60 раз превышает минимальную, в среднем каждые 55 дней, хотя период может колебаться от 50 до более чем 100 дней. Звезде требуется около 24 часов, чтобы перейти от минимальной к максимальной яркости. SS Aurigae — очень близкая двойная звезда с периодом 4 часа 20 минут. Оба компонента — небольшие субкарликовые звезды; в научном сообществе ведутся споры о том, какая из звезд является источником вспышек. UU Aurigae — переменная красная гигантская звезда, расположенная на расстоянии 2000 световых лет. Её период составляет около 234 дней, а яркость колеблется от 5,0 до 7,0 звездной величины. AE Aurigae — голубоватая переменная звезда главной последовательности. Обычно её яркость равна 6,0, но она меняется нерегулярно. AE Aurigae связана с туманностью Пламенная звезда шириной 9 световых лет (IC 405), которую она освещает. Однако AE Aurigae, вероятно, вошла в туманность относительно недавно, что было установлено по разнице между радиальными скоростями звезды и туманности, которые составляют 58 км/с и 21 км/с соответственно. Предполагается, что AE Aurigae — это «бегущая звезда», покинувшая молодое скопление в туманности Ориона примерно 2,7 миллиона лет назад. Она похожа на 53 Arietis и Mu Columbae, другие бегущие звезды из скопления Ориона. Её спектральный класс — O9.5Ve, что означает, что это звезда типа O главной последовательности. Туманность Пламенная звезда расположена вблизи IC 410 в небесной сфере. IC 410 получила свое название из-за своего вида на длительных астрофотографиях; она имеет обширные нити, из-за которых AE Aurigae кажется охваченной пламенем. В Ауриге есть четыре звезды типа Мира: R Aurigae, UV Aurigae, U Aurigae и X Aurigae, все из которых являются звездами типа M. Более конкретно, R Aurigae относится к типу M7III, UV Aurigae — к типу C6 (углеродистая звезда), U Aurigae — к типу M9, а X Aurigae — к типу K2. R Aurigae, с периодом 457,5 дней, меняет свою яркость от 13,9 до 6,7 звездной величины. UV Aurigae, с периодом 394,4 дня, меняет свою яркость от 10,6 до 7,4 звездной величины. U Aurigae, с периодом 408,1 дня, меняет свою яркость от 13,5 до 7,5 звездной величины. X Aurigae, с особенно коротким периодом 163,8 дня, меняет свою яркость от 13,6 до 8,0 звездной величины.
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.
Двойные и двойные звезды
В Ауриге находится несколько менее заметных двойных и кратных звезд. Theta Aurigae (Bogardus, Mahasim) — голубо-белая двойная звезда класса A0p с блеском 2,62 и абсолютной звездной величиной 0,1, расположенная на расстоянии 165 световых лет от Земли. Вторичная звезда — желтая звезда с блеском 7,1, для разделения которой требуется телескоп с апертурой не менее 100 мм; эти две звезды разделены угловым расстоянием в 3,6 угловых секунды. Она является восточной вершиной пятиугольника созвездия. Theta Aurigae удаляется от Земли со скоростью 28 км/с. Theta Aurigae также имеет второй оптический спутник, обнаруженный Отто Вильгельмом фон Струве в 1852 году. Угловое расстояние между ними составляло 52 угловые секунды в 1978 году и с тех пор увеличивается из-за собственного движения Theta Aurigae, равного 0,1 угловой секунды в год. Угловое расстояние этой компоненты с блеском 9,2 составляло 2,2 угловые минуты (130,7 угловых секунды) в 2007 году под углом 350°. 4 Aurigae — двойная звезда, находящаяся на расстоянии 159 световых лет. Блеск основной звезды — 5,0, а вторичной — 8,1. 14 Aurigae — белая оптическая двойная звезда. Блеск основной звезды — 5,0, она находится на расстоянии 270 световых лет; блеск вторичной звезды — 7,9, она находится на расстоянии 82 световых лет. HD 30453 — спектроскопическая двойная звезда с блеском 5,9, спектральным типом, определяемым как A8m или F0m, и периодом обращения в семь дней.
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.
Звезды с планетарными системами
В Ауриге обнаружено несколько звёзд с подтверждёнными планетарными системами, а также белый карлик с предполагаемой планетарной системой. У HD 40979 есть одна планета — HD 40979 b. HD 40979 находится на расстоянии 33,3 парсека от Земли и является звездой спектрального класса F8V с магнитудой 6,74 — лишь немного за пределами видимости невооружённым глазом. Её размер сопоставим с размером Солнца: масса составляет 1,1 солнечной массы, а радиус — 1,21 солнечного радиуса. Планета, масса которой равна 3,83 массы Юпитера, обращается вокруг звезды по большой полуоси 0,83 а.е. с периодом обращения 263,1 дня. У HD 45350 также есть одна планета. HD 45350 b была открыта в 2004 году с помощью измерений радиальной скорости. Её масса составляет 1,79 массы Юпитера, а период обращения — 890,76 дней на расстоянии 1,92 а.е. Её родительская звезда довольно тусклая, с видимой звёздной величиной 7,88; это звезда типа G5IV, расположенная в 49 парсеках от Земли. Её масса равна 1,02 солнечной массы, а радиус — 1,27 солнечного радиуса. HD 43691 b — значительно более массивная планета, с массой 2,49 массы Юпитера; она также гораздо ближе к своей родительской звезде, HD 43691. Открытая в 2007 году на основе измерений радиальной скорости, она обращается на расстоянии 0,24 а.е. с периодом 36,96 дней. Радиус HD 43691 идентичен радиусу Солнца, однако она более плотная — её масса составляет 1,38 солнечной массы. Это звезда типа G0IV с магнитудой 8,03, расположенная в 93,2 парсеках от Земли. HD 49674 — звезда в созвездии Аурига, вокруг которой вращается одна планета. Эта звезда типа G3V тусклая, с магнитудой 8,1, и находится на довольно большом расстоянии — 40,7 парсека от Земли. Как и другие звёзды, она сопоставима по размеру с Солнцем: её масса составляет 1,07 солнечной массы, а радиус — 0,94 солнечного радиуса. Её планета, HD 49674 b, имеет меньшую массу — 0,115 массы Юпитера. Она обращается очень близко к своей звезде, на расстоянии 0,058 а.е., с периодом обращения 4,94 дня. HD 49674 b была открыта в 2002 году с помощью наблюдений радиальной скорости. HAT P 9 b — первая подтверждённая транзитная экзопланета в Ауриге, вращающаяся вокруг звезды HAT P 9. В отличие от других экзопланет в Ауриге, обнаруженных с помощью измерений радиальной скорости, HAT P 9 b была обнаружена методом транзитов в 2008 году. Её масса составляет 0,67 массы Юпитера, она обращается на расстоянии всего 0,053 а.е. от своей родительской звезды с периодом 3,92 дня; её радиус равен 1,4 радиуса Юпитера, что делает её «горячим юпитером». Её родительская звезда, HAT P 9, является звездой типа F, схожей с HAT P 9b. Звезда KELT 2A — карлик позднего типа F и является одним из компонентов двойной звёздной системы KELT 2 с общим собственным движением. KELT 2B — карлик раннего типа K, расположенный на расстоянии около 295 а.е., и была открыта одновременно с экзопланетой.
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.
Объекты глубокого неба
Аурига имеет галактический антицентр, примерно в 3,5° к востоку от Бета Ауриги. Это точка на небесной сфере, противоположная Галактическому центру; это край галактической плоскости, приблизительно ближайший к Солнечной системе. Если не учитывать яркие звезды на переднем плане, это меньшая и менее яркая часть Млечного Пути, чем остальные его рукава или центральная полоса, и содержит пылевые полосы внешних спиральных рукавов. В Ауриге много рассеянных скоплений и других объектов; через неё проходят богатые звездообразующие рукава Млечного Пути. Три самых ярких рассеянных скопления — M36, M37 и M38, все из которых видны в бинокль или небольшой телескоп в пригороде. Более крупный телескоп позволяет увидеть отдельные звёзды. Три других рассеянных скопления — NGC 2281, расположенная рядом с ψ7 Aurigae, NGC 1664, близкая к ε Aurigae, и IC 410 (окружающая NGC 1893) — скопление с туманностью рядом с IC 405, туманностью Пламенная звезда, находящаяся примерно на полпути между M38 и ι Aurigae. AE Aurigae, убегающая звезда, является яркой переменной звездой, в настоящее время находящейся в пределах туманности Пламенная звезда. M36 (NGC 1960) — молодое галактическое рассеянное скопление, содержащее около 60 звёзд, большинство из которых относительно яркие; однако, в большинстве любительских инструментов видно лишь около 40 звёзд. Оно находится на расстоянии 3900 световых лет и имеет общую звёздную величину 6,0; его ширина составляет 14 световых лет. Его видимый диаметр составляет 12,0 угловых минут. Из трёх рассеянных скоплений в Ауриге, M36 является самым маленьким и самым концентрированным, хотя его самые яркие звёзды имеют примерно 9-ю звёздную величину. Оно было открыто в 1749 году Гийомом Ле Джентилем, первым из крупных рассеянных скоплений Ауриги. В центре M36 находится узел ярких звёзд шириной 10 угловых минут, центром которого является Струве 737 — двойная звезда с компонентами, разделёнными на 10,7 угловых секунд. Большинство звёзд в M36 — звёзды типа B с высокими скоростями вращения. Класс Трумплера для M36 указан как I 3 r и II 3 m. Помимо центрального узла, большинство других звёзд скопления образуют меньшие узлы и группы. M37 (NGC 2099) — рассеянное скопление, большее, чем M36, и находящееся на расстоянии 4200 световых лет. Оно содержит 150 звёзд, что делает его самым богатым скоплением в Ауриге; наиболее заметный член — оранжевая звезда в центре. M37 имеет диаметр около 25 световых лет. Это самое яркое рассеянное скопление в Ауриге, с звёздной величиной 5,6; его видимый диаметр составляет 23,0 угловых минут. M37 было открыто в 1764 году Шарлем Мессье, первым из многих астрономов, похваливших его красоту. Роберт Бёрнхэм-младший описал его как «практически облако сверкающих звёзд», а Чарльз Пьяцци Смит отметил, что звёздное поле было «усыпано сверкающей золотой пылью». Звёзды M37 старше звёзд M36; их возраст составляет около 200 миллионов лет. Большинство составляющих звёзд — звёзды типа A, хотя в скоплении также есть по крайней мере 12 красных гигантов. Класс Трумплера для M37 указан как I 2 r и II 1 r. Звёзды, видимые в телескоп, имеют звёздную величину от 9,0 до 13,0; в центре скопления находятся две звезды 9-й величины и цепь звёзд 10-й и 11-й величины, протянувшаяся с востока на запад. M38 — диффузное рассеянное скопление на расстоянии 3900 световых лет, наименее концентрированное из трёх основных рассеянных скоплений в Ауриге; из-за этого оно классифицируется как скопление класса Трумплера II 2 r или III 2 r. В телескоп оно выглядит как объект в форме креста или пи и содержит около 100 звёзд; его общая звёздная величина составляет 6,4. M38, как и M36, было открыто Гийомом Ле Джентилем в 1749 году. Его видимый диаметр составляет около 20 угловых секунд, а истинный диаметр — около 25 световых лет. В отличие от M36 или M37, M38 имеет разнообразную звёздную популяцию. Большинство популяции состоит из звёзд главной последовательности типов A и B, звёзды типа B являются старейшими членами, а также из ряда гигантских звёзд типа G. Одна жёлтая звезда типа G является самой яркой звездой в M38, с звёздной величиной 7,9. Самые яркие звёзды в M38 имеют звёздную величину 9 и 10. M38 сопровождается NGC 1907 — меньшим и более тусклым скоплением, находящимся на полуградусе к юго-юго-западу от M38; оно находится на расстоянии 4200 световых лет. Меньшее скопление имеет общую звёздную величину 8,2 и диаметр 6,0 угловых минут, что делает его примерно на треть меньше, чем M38. Однако NGC 1907 — богатое скопление, классифицированное как скопление класса Трумплера I 1 m n. В нём около 12 звёзд 9–10-й звёздной величины и по крайней мере 25 звёзд 9–12-й звёздной величины. IC 410, слабая туманность, сопровождается ярким рассеянным скоплением NGC 1893. Скопление тонкое, диаметром 12 угловых минут и населено примерно 20 звёздами. Его сопровождающая туманность имеет очень низкую поверхностную яркость, частично из-за её диаметра в 40 угловых минут. В любительский телескоп она видна с более яркими областями на севере и юге; более яркое южное пятно показывает узор тёмных и светлых пятен в большом инструменте. NGC 1893, с звёздной величиной 7,5, классифицируется как скопление класса Трумплера II 3 r n или II 2 m n, что означает, что оно не очень велико и довольно яркое. Скопление содержит около 30 звёзд 9–12-й звёздной величины. В любительский инструмент IC 410 видна только с фильтром OIII. NGC 2281 — небольшое рассеянное скопление на расстоянии 1500 световых лет. Оно содержит 30 звёзд в форме полумесяца. Оно имеет общую звёздную величину 5,4 и довольно большой диаметр 14,0 угловых секунд, классифицированное как скопление класса Трумплера I 3 m. Самая яркая звезда в скоплении имеет звёздную величину 8; есть примерно 12 звёзд 9–10-й звёздной величины и 20 звёзд 11–13-й звёздной величины. NGC 1931 — туманность в Ауриге, чуть более чем на один градус к западу от M36. Она считается сложной целью для любительского телескопа. NGC 1931 имеет приблизительную интегральную звёздную величину 10,1; она имеет размеры 3 на 3 угловые минуты. Однако в любительский телескоп она выглядит вытянутой. Некоторые наблюдатели могут заметить зелёный оттенок в туманности; большой телескоп легко покажет «арахисовидную» форму туманности, а также квартет звёзд, окутанных туманностью. Рассеянная часть NGC 1931 классифицируется как скопление класса I 3 p n; туманная часть классифицируется как эмиссионная и отражательная туманность. NGC 1931 находится на расстоянии около 6000 световых лет от Земли и может быть легко спутана с кометой в окуляре телескопа. NGC 1664 — довольно большое рассеянное скопление с диаметром 18 угловых минут и умеренно яркое, с звёздной величиной 7,6, сопоставимой с несколькими другими рассеянными скоплениями в Ауриге. Одно рассеянное скопление с аналогичной звёздной величиной — NGC 1778, с звёздной величиной 7,7. Это небольшое скопление имеет диаметр 7 угловых минут и содержит 25 звёзд. NGC 1857 — небольшое скопление, немного ярче, с звёздной величиной 7,0. Оно имеет диаметр 6 угловых минут и содержит 40 звёзд, что делает его гораздо более концентрированным, чем NGC 1778 аналогичного размера. Гораздо более тусклым, чем другие рассеянные скопления, является NGC 2126, с звёздной величиной 10,2. Несмотря на свою тусклость, NGC 2126 так же концентрировано, как NGC 1857, имея 40 звёзд в диаметре 6 угловых минут.
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.
Метеоритные дожди
В созвездии Возничего наблюдаются два метеорных потока. Оригиды, названные в честь всего созвездия и ранее известные как "Альфа-Оригиды", знамениты своими периодическими вспышками, такими как в 1935, 1986, 1994 и 2007 годах. Они связаны с кометой Кисс (C/1911 N1), открытой в 1911 году Карлом Кларенсом Киссом. Эта связь была установлена после вспышки 1935 года Куно Хоффмайстером и Артуром Тейхгребером. Вспышка Оригид 1 сентября 1935 года послужила толчком к исследованию связи с кометой Кисс, хотя 24-летняя задержка между возвращениями кометы вызвала сомнения в научном сообществе. Однако вспышка 1986 года развеяла большую часть этих сомнений. Иштван Теплицки, венгерский астроном-любитель, наблюдавший метеоры, заметил множество ярких метеоров, исходивших из Возничего, очень похожих на подтвержденную вспышку 1935 года. Поскольку положение радианта, наблюдаемого Теплицки, и радианта 1935 года были близки к положению кометы Кисс, комета была подтверждена как источник метеорного потока Оригид. В 1994 году Оригиды продемонстрировали впечатляющую вспышку, когда в Калифорнии было замечено множество метеоров, летящих под малым углом к горизонту и кажущихся поднимающимися из-за него. Метеоры имели сине-зеленый оттенок, двигались медленно и оставляли следы длиной не менее 45°. Из-за малого угла входа некоторые Оригиды 1994 года оставались видимыми до 2 секунд. Несмотря на небольшое количество визуальных наблюдателей во время части вспышки, пик Оригид 1994 года, продолжавшийся менее двух часов, позднее был подтвержден финским астрономом-любителем, работающим в области радиоастрономии, Илккой Ерйоля. Связь с кометой Кисс была окончательно подтверждена в 1994 году. Вспышка Оригид 2007 года была предсказана Питером Дженнискенсом и наблюдалась астрономами по всему миру. Вопреки некоторым прогнозам об отсутствии вспышки Альфа-Оригид, во время потока было замечено множество ярких метеоров, пик которого пришелся на 1 сентября, как и было предсказано. Подобно вспышке 1994 года, Оригиды 2007 года были очень яркими и часто имели синий и зеленый цвет. Максимальная зенитная частота составляла 100 метеоров в час, что было зафиксировано в 4:15 утра по тихоокеанскому времени (12:15 UTC) командой астрономов, летевших на самолетах NASA. Обычно Оригиды – это спокойный метеорный поток II класса, достигающий пика в ранние утренние часы 1 сентября, начиная с 28 августа каждого года. Хотя максимальная зенитная частота составляет 2–5 метеоров в час, Оригиды быстрые, со скоростью входа в атмосферу /сек. Годовой поток Оригид имеет радиант, расположенный примерно в двух градусах к северу от звезды Тета Возничего, звезды третьей величины в центре созвездия. Оригиды заканчиваются 4 сентября. В некоторые годы максимальная частота достигает 9–30 метеоров в час. Другие метеорные потоки, исходившие из Возничего, гораздо менее заметны и непредсказуемы, чем Альфа-Оригиды. Зета-Оригиды – это слабый поток с северной и южной ветвями, продолжающийся с 11 декабря по 21 января. Пик потока приходится на 1 января, и он характеризуется очень медленными метеорами с максимальной частотой 1–5 метеоров в час. Он был открыт Уильямом Деннингом в 1886 году, а Александр Стюарт Гершель обнаружил, что он является источником редких огненных шаров. Существует еще один слабый поток метеоров, называемый "Оригидами", не связанный с сентябрьским потоком. Этот поток длится с 31 января по 23 февраля, достигая пика с 5 по 10 февраля; его медленные метеоры достигают пика со скоростью примерно 2 в час. Дельта-Оригиды – это слабый поток, исходивший из Возничего. Он был открыт группой исследователей из Университета штата Нью-Мексико и имеет очень низкую пиковую частоту. Дельта-Оригиды продолжаются с 22 сентября по 23 октября, достигая пика между 6 и 15 октября. Они могут быть связаны с сентябрьскими Эпсилон-Персеидами, хотя они больше похожи на Кома-Бериниды тем, что Дельта-Оригиды длятся дольше и имеют меньше ярких метеоров. Существует также гипотетическая связь с неизвестной короткопериодической ретроградной кометой. Иота-Оригиды – это гипотетический поток, возникающий в середине ноября; его родительским телом может быть астероид 2000 NL10, но эта связь вызывает серьезные споры. Гипотетические Иота-Оригиды могут быть слабым потоком Таурид.
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.