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畢宿五（Aldebaran，/?l?d?b?r?n/），在拜耳集團命名法中也被稱為金牛座α，記作Alpha Tauri （α Tau）。畢宿五的亮度可以從視星等0.75變至0.95，使其成為金牛座中最亮的恒星，通常也是夜空中第十四亮的恒星。它距離太陽約65光年。該星位于昴宿星團附近的方向。由于畢宿五是一顆距黃道面僅5.47度的恒星，因此時常發生月掩星事件。2015年至2018年期間，北半球和靠近赤道的地點發生了49次月掩星事件。

畢宿五的質量約為，是一顆光譜類型為K5III，表面橙色的紅巨星，這意味著它比太陽溫度要低，其有效溫度約為，但半徑約為太陽的45倍，因此它的光度約為太陽的400多倍。作為一顆巨星，畢宿五在赫羅圖上的主序星之外移動，由于核心的氫被耗盡。這顆星的旋轉緩慢，需要 520 天才能完成一次旋轉。行星探測探測器先驅者10號正朝著這顆星的方向前進，并在大約兩百萬年后到達最近的距離。

1993年的研究首次指出畢宿五的徑向速度數據顯示出長周期低振幅變化，但無法確定其是否有伴星。隨后的研究表明畢宿五的徑向速度變化在至少十年內保持一致。2015年的研究確認了一個628.96±0.90天的徑向速度周期，被認為是由次恒星伴星引起的。然而，2019年的利克天文臺數據分析并不支持畢宿五有伴星的存在，而是提出了一個包含兩顆行星的可能性，但這引入了難以解釋的引力相互作用問題。最可能的解釋是畢宿五可能存在一種尚未被發現的恒星振蕩類型。

命名

畢宿五是金牛座中的第一亮星，金牛座在中國古代天文學中位于畢宿，因此這里的亮星多以畢宿命名。

畢宿五的英文名稱“Aldebaran”源自阿拉伯語“Al Dabarān”，意為“追隨者”。它被視為昴宿星團的追隨者，標記著緊隨第一個宿位之后的第二個宿位。然而，這個名字最初代表的是整個昴宿團和月宿，被稱為“Nā’ir al Dabarān”，也就是“追隨者中的明亮者”。這個名字的使用有一些爭議，例如阿方索星表（Alfonsine Tables）的第一版只將這個名字用于金牛座α，而1483年版本的阿方索星表和阿卜杜勒·拉赫曼·蘇菲（Abd al-Rahman al-Sufi）并沒有將金牛座α包括在這個名稱中。

意大利天文學家喬瓦尼·巴蒂斯塔·里科利（Giovanni Battista Riccioli）通常將這顆星的名字寫作Aldebara，偶爾也會寫作Aldebaram，這在1776年的法語版弗拉姆斯蒂德星圖（Atlas Coelestis）中被采納。

著名詩人埃德蒙·斯賓塞（Edmund Spenser）在他的作品《仙后》（Faerie Queene）中將其寫作Aldeboran，這個拼法偶爾還會出現，例如，在杰弗雷·喬叟（Geoffrey Chaucer）所著的《名人堂》（Hous of Fame）中等。

德國學者威廉·?？ǖ拢╓ilhelm Schickard）將這個詞寫作Addebiris和Debiron；在喬治·科斯塔德（George Costard）他的《天文學史》（History of Astronomy）中也引用了Aldebaron這個詞。

在印度天文學中，畢宿五與羅希尼（“紅色的”或“紅鹿”）月宮（Rohini lunar mansion）相聯系；在古希臘，畢宿五被稱為Λαμπαδ?α?（Lampadias），意為“傳炬者”或“火炬般的”；在巴比倫天文學中，畢宿五標志著一個被稱為Pidnu-sha-Shame的星座，意為“天堂的溝壑”；古波斯人將畢宿五視為波斯的四大皇家星之一，它是東方的守望者；墨西哥人將畢宿五稱為“Queeto”、“Hant Caalajc Ipápj?”和“Azoj Yeen oo Caap”，其中最后一個名字的意思是“領先的星”。

2016年，國際天文學聯合會（IAU）在其教育、外展和遺產部門（合稱為Division C）名下成立了恒星名稱工作組（Working Group on Star Names，簡稱WGSN），旨在系統地編撰星體名稱。畢宿五于2016年6月30日被納入這份名稱表格，編號為HR 1457，拜耳集團名稱為金牛座α（α 金牛座）。

畢宿五和幾顆附近的星被收錄入許多雙星目錄，例如華盛頓雙星目錄（WDS 04359+1631）和艾肯雙星目錄（ADS 3321）。在赫歇爾雙星目錄中，它作為H IV 66與一顆11等星一起被列為雙星，而在斯特魯維環形山雙星目錄中作為Σ II 2。此外，與一顆14等星一起被列為β 550在伯納姆雙星目錄中。

觀測歷史

早在公元150年左右編纂的《天文學大成》（Almagest）中，克羅狄斯·托勒密（Ptolemy）就記載了恒星的月掩星現象。畢宿五是除太陽外月球可以遮擋的最亮恒星。公元509年3月11日，在希臘的雅典曾觀察到畢宿五的月掩星現象。公元640年3月4日，日本也曾記錄過一起畢宿五的月掩星事件。14世紀的英國天文學家西蒙·布雷登（Simon Bredon）曾在1347年9月25日幸運地目睹過另一起畢宿五的月掩星事件。1718 年，英國天文學家和數學家埃德蒙多·哈雷（Edmund Halley）研究了畢宿五的月掩星記錄，發現從公元509年時起，這顆恒星已經向北移動了幾角分。哈雷將他的測量結果與《天文學大成》中提供的數據進行了比較，意識到天狼星和大角星也發生了顯著的移動。天文學家威廉·赫歇爾（William Herschel）于1782 年發現了畢宿五的一顆微弱伴星，其視星等為11等，位于畢宿五以北約2'處。

第一位研究畢宿五光譜的科學家是英國天文學家和天文光譜學先驅威廉·哈金斯爵士（Sir William Huggins），他于1864年在倫敦塔爾斯山的私人天文臺觀測了這顆恒星。哈金斯成功識別出了畢宿五光譜線中的九種元素，包括鐵、鈉、鈣和鎂。此后，美國天文學家和物理學家愛德華·皮克林（Edward Charles Pickering）于1886年在哈佛大學天文臺（Harvard College Observatory）使用照相底片捕獲了畢宿五光譜中的50條吸收線，并將其發現于1890年發表在《德雷伯恒星光譜目錄》（Draper Catalogue of Stellar Spectra）中。到1887年，攝影技術已經改進，可以從光譜中的克里斯蒂安·多普勒位移量測恒星的徑向速度。通過這種方法，波茨坦天文臺的赫爾曼·沃格爾和他的助手朱利烏斯·舍納進行測量，估計出畢宿五的退行速度是48 km/s。

著名美國天文學家舍本·衛斯里·伯納姆（Sherburne Wesley Burnham）于1888年發現，畢宿五顆星似乎實際上是一顆雙星，他還發現了一顆在31″角距處的視星等為14等的伴星。隨后的自行測量表明，威廉·赫歇爾發現的伴星正在遠離畢宿五，因此它們并非物理上連接的。然而，伯納姆發現的伴星的自行幾乎與赫歇爾發現的完全相同，這表明它們構成了一對寬雙星系統。

1921年，威爾遜山天文臺使用連接在虎克望遠鏡的干涉儀，以測量其角直徑，但這次的測量沒有解決這個問題。畢宿五的大量觀測和研究記錄使其被用于校準哈勃空間望遠鏡的儀器。畢宿五也是蓋亞太空天文臺任務（2013-2022）期間用作校準恒星參數基準的33顆恒星之一。

物理性質

畢宿五在光譜上被歸類為一顆表面橙色的K5III型巨星，其演化歷程見證了核心氫燃料的耗盡，促使它從主序星轉變為現在所處的紅巨星分支（RGB）階段。隨著核心塌縮并引發氦的簡并狀態及氫殼燃燒，這顆恒星展現出了典型紅巨星的特性。1983年至1995年之間，畢宿五有效溫度的測定值范圍在之間波動。在2015年的研究中，有效溫度是通過施加條件使Fe I的豐度不依賴于譜線激發勢的方法確定的。通過這種方法確定的有效溫度為，與過去的文獻保持一致。2018年的研究指出，畢宿五的表面溫度約為，表面重力遠低于太陽，體現了巨星的特征。畢宿五的金屬豐度為-0.33，略低于太陽的金屬含量，符合其演化階段。

畢宿五的精確半徑測量在2005年被提出，其邊緣變暗的角直徑為，均勻圓盤的角直徑則為。GCTP（General Catalog of Trigonometric Parallaxes）總結了1994年之前對畢宿五的視差研究，其加權平均值約為。在此之后的研究中，Hipparcos Catalogue將畢宿五的視差列為，距離列為。2008年，一項研究計算出畢宿五的加權平均視差應為，從而得出畢宿五的距離為，位于大約65.3光年之遙。由此推算出邊緣變暗情況下的半徑為，這意味著其直徑大約是太陽的44倍，橫跨約6,100萬公里。由于畢宿五具有較大的角直徑并位于黃道上，人們利用干涉儀或月掩星法對其進行了大量角直徑測量，并指出這些測量存在相當大的離散性，對應波長550納米處的半徑在36至46個太陽半徑之間，這超出了正式誤差范圍，而這種差異的來源尚未明晰。2015年，天文學家基于貝葉斯估計與等時線擬合的方法確定畢宿五的半徑應為，盡管新數值小于2005年的測量結果，但依然處于對該恒星進行的半徑測量范圍內?；谛碌姆椒ㄍ茖С霎吽尬宓馁|量應為。值得注意的是，通過光譜分析所確定的表面重力為1.20±0.1，與畢宿五的質量和通過干涉法確定的半徑數值是一致的。2018年的一項研究通過星震學技術重新研究了畢宿五的內部振動模式，從而將其質量進一步精確為。

作為一顆LB型慢不規則變星，其亮度在至等間波動，盡管現代觀察顯示變化幅度有限，可能周期從18天到91天不等。2008年的一項研究使用SIMBAD（Set of Identifications,Measurements,and Bibliography for Astronomical 數據）數據庫測定畢宿五的視星等為等，絕對星等為等。在2015的研究中，這兩個數據被更新為視星等等，絕對星等等。

畢宿五的化學成分揭示了它已進入恒星演化的后期，碳、氧和氮的富集表明經歷過第一次的上翻階段——這是恒星演化為紅巨星的正常步驟，在此期間，來自恒星深處的物質通過對流被帶到表面。由于緩慢旋轉，它不具備產生強磁場的能力，因而不發射硬X射線，但在表面附近可能存在微弱磁場。該星正以每30,000年損失一個地球質量的速度通過恒星風逐漸失去質量。

此外，畢宿五擁有一個富含分子的外層大氣，其中包含一氧化碳、水和二氧化鈦等分子，溫度降至約。這層大氣延伸至恒星半徑的2.5倍處，外部則是恒星風形成的星風泡，與星際介質相互作用，構成了一個以畢宿五為中心的廣闊空間結構。這一系列特性共同描繪了這顆恒星復雜的演化面貌和其對周圍宇宙環境的影響。

伴星

1993年，一項測量K型巨星長周期徑向速度變化的研究首次指出畢宿五的徑向速度數據中有643天周期低幅度變化。這個范圍內的周期太長，不太可能是由徑向脈動引起的，由于無法排除以上變化是由表面特征的旋轉調制或非徑向脈動引起的，因而無法確定畢宿五伴星的存在。在此后的研究中，通過與之前的測量數據比較，作為麥克唐納天文臺行星搜索（MOPS）計劃的一部分，人們發現畢宿五的長周期徑向速度變化在至少十年內的振幅和相位是一致的。此外，天文學家在1998年重新對光譜線形狀進行后續分析時沒有發現643天的周期線索，但在光譜線雙邊線測量中發現了50天的周期，并認為這是由恒星振動引起的。2008年的一項研究繼而指出，觀測到的畢宿五的徑向運動并沒有此前研究中提到的那么顯著，這意味著畢宿五可能存在的伴星質量僅有，而非像之前認為的那么大。

行星系統

2015年，一個研究小組通過分析跨越30年的精確畢宿五的徑向速度測量數據發現，這顆恒星展現出長周期、低振幅、連續長期的徑向速度變化。此外，Hα當量寬度測量、HIPPARCOS光度測量和恒星光譜線形在其徑向速度變化周期內均未顯示明顯變化。他們確認畢宿五的軌道運動特征中存在一個周期為628.96±0.90天的徑向速度數據，但沒有在任何活動指標中找到類似的周期。因此，人們認為這些變化不是由恒星活動引起的，而是由次恒星伴星引起的，并根據軌道解給出了離心率和徑向速度振幅。根據演化軌跡，畢宿五應具有一個最小質量為的伴星，伴星軌道半長軸應為。

2019年，加利福尼亞州利克天文臺（Lick Observatory）收集的新徑向速度數據分析不支持畢宿五伴星的存在。該研究指出，一個包含兩顆行星的系統在形式上比單顆行星更好地擬合徑向速度數據。然而，這兩顆行星至少會有幾個木星質量，并且具有相似的半長軸（約），但這種假設將引入難以自洽的引力相互作用問題，因此并不能解釋畢宿五的徑向速度觀測結果。盡管無法完全排除畢宿五周圍存在一個或多個次恒星伴星的可能性，但最可能的原因是高度演化的K型巨星中存在一種尚未被發現的恒星振蕩類型。

光學伴星

天空中靠近畢宿五的地方發現了五顆暗淡的星星。這些雙星組或多或少按照其發現的順序用大寫拉丁字母命名，字母 A 保留給主星。下面展示的華盛頓哥倫比亞特區雙星表中給出了這些恒星的一些特征，包括它們相對于畢宿五的位置。

一些調查指出金牛座阿爾法C、D是一個雙星系統，其中C和D組成的恒星通過引力相互束縛并共軌。這些共軌恒星已被證明位于畢宿五之外很遠的地方，并且是畢宿星團的成員。與星團中的其他恒星一樣，它們僅為畢宿五的光學伴星，但不會以任何方式與其發生物理相互作用。

天文觀測

畢宿五是在夜空中最容易找到的恒星之一，很大原因在于它是黃道十二宮中所有恒星中最亮的。它以微弱優勢勝過天蝎座的心宿二（Antares），也比處女座的一等星斯皮卡（角宿一）、雙子座的波盧克斯（北河三）和獅子座的軒轅星（Regulus）更亮。跟隨著獵戶座腰帶（Orion's Belt）的三顆星，在與天狼星（Sirius）相反的方向上遇到的第一顆亮星，就是畢宿五。

畢宿五位于黃道面以南僅5.47度，黃道是太陽穿過天空的明顯路徑，因此可以被月球掩蔽。每當月球的升交點接近秋分點時，就會發生這種掩星事件。1978年9月22日發生的掩星事件使天文學家能夠對畢宿五的直徑進行相當準確的估計。2015年1月29日至2018年9月3日期間總共發生了49次畢宿五的月掩星事件，都只有北半球或靠近赤道的地點可以看見，澳大利亞或南非地區因為位置太偏南方，與黃道太遠而不能看見畢宿五被月球遮蔽。

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