大角星

大角星（Arcturus）是牧夫座（Boötes）中最亮的恒星^[1]，也是夜空中第四亮的恒星^[9]，其视星等为-0.05^[4]，仅次于天狼星（-1.46等）、老人星（-0.72等）和半人马座α（总和为-0.27等），半人马座α是由A星（-0.01等）和B星（+1.33等）组成的双星系统，个别的亮度都低于大角星，只因为它们太过接近，所以肉眼无法分辨出来^[10][11][12]。大角星的亮度约为太阳的170倍^[8]，从北半球和南半球都可以看到，位于天球赤道以北19度左右（赤经：14h15m39.7s，赤纬：+19°10′56″）^[1][5]，形成了春季大三角星系的一个角，角宿一和轩辕十四形成了另外两个顶点，这个三角形连接了牧人座、处女座和狮子座，在北半球的三月到五月之间可以看到^[7]。

“Artcurus”这个名字来自希腊语，意思是“熊的守护者”，指的是它靠近大熊座尾部的位置^[1]，1603年，德国天文学家约翰·拜耳 (Johann Bayer) 将大角星命名为α Boötis，拉丁语为Alpha Boötis^[13]，此后，又经过国际天文学联合会对恒星专有名称进行编目和规范^[14]，“Arcturus”被正式收录在IAU的星名目录中^[15][16]。

大角星是除了太阳和超新星之外，人们在白天用望远镜观测到的第一颗恒星。1635年，法国数学家兼天文学家让-巴蒂斯特·莫兰（Jean-Baptiste Morin）在白天用望远镜观测到了它^[3]，其距离太阳相对较近，约为36.7光年^[8]，是一颗光谱类型为K1.5 IIIpe^[注1]的红巨星^[5]，它的质量是太阳的1.08±0.06倍^[4]，但半径已经膨胀到太阳的25.4±0.2倍^[4]。大角星以其高固有运动速度而闻名，相对于太阳系以122千米/秒的速度运行^[3]，其缺乏硅、铝和铁等普通元素^[17]，但α元素相对丰富^[10]，在空中运行时，会伴随微弱的振荡现象（星震现象）^[18]，可以以此辅助计算其质量和半径^[19]。

“Artcurus”这个名字来自希腊语，意思是“熊的守护者”，指的是它靠近大熊座尾部的位置^[1]，自公元前约700年赫西奥德时代起，它就以这个名字被人们所知^[20]。希腊人认为这颗星是大熊座和小熊座的守护星，它们都在大角星所在的牧夫座（Boötes）附近^[7]。1603年，德国天文学家约翰·拜耳 (Johann Bayer) 将大角星命名为α Boötis，拉丁语为Alpha Boötis^[13]。

2016年，国际天文学联合会（International Astronomical Union，IAU）的美国天文学家埃里克·玛玛杰克（Eric Mamajek）发起组织了一个星名工作组（Working Group on Star Names，WGSN），旨在对恒星的专有名称进行编目和规范^[14]，该工作组于2016年7月发布了第一份公告，其中包括WGSN批准的前两批恒星名称表，而Arcturus（大角星）也在其中，此后，“Arcturus”被正式收录在IAU的星名目录中^[15][16]。

大角星的视星等为-0.05^[4]，是北半球最亮的恒星，也是夜空中第四亮的恒星^[9]，从北半球和南半球都可以看到。它位于天球赤道以北19度左右（赤经：14h15m39.7s，赤纬：+19°10′56″^[1][5]），因此在北方的春末或南方的秋天都能看到它，在4月27日午夜和6月10日晚上9点，大角星运行到最高点，使它成为夜空中最容易观测的恒星之一^[10][17]。

从北半球看，寻找大角星的一个简单方法就是找到北斗七星斗柄所在的弧线，然后沿着这条线继续下去，就能找到角宿一（室女座α，Spica），继而看到大角星^[1][21]。大角星也形成了春季大三角星系的一个角，角宿一和轩辕十四（狮子座α星，Regulus）形成了另外两个顶点，这个三角形连接了牧人座、处女座和狮子座，在北半球的三月到五月之间可以看到^[7]。另外，如果再加上猎犬座的常陈一，排列成一侧视之钻石形状，也称为春季大钻石^[22]。

大角星是除了太阳和超新星之外，人们在白天用望远镜观测到的第一颗恒星。1635年，法国数学家兼天文学家让-巴蒂斯特·莫兰（Jean-Baptiste Morin）在白天用望远镜观测到了它^[3]，甚至在1911年，有一篇文章介绍了如何更进一步在白天（日落时或日落前）用肉眼观察大角星^[10][21]。大角星有很高的固有运动速度，其运动情况最早是在1718年由英国天文学家埃德蒙·哈雷（Edmond Halley）爵士发现的^[3]。

美国天文学家罗伯特·伯纳姆（Robert Burnham Junior）也注意到，从一颗绕大角星运行的行星上看，几乎所有的恒星都在以巨大的固有速度进行运动，在距离大角星10光年的范围内，有10个已知的恒星系统（与距离太阳10光年的数量相似）^[10]。大角星离太阳最近，它在大约50万年前变得可见，但再过50万年，它就会在向处女座移动的过程中从视野中消失^[5]。

离大角星最近的恒星是距离其10光年范围内唯一明亮的恒星右摄提一（牧夫座η，Muphrid），这颗视星等为2.68的恒星位于大角星以西几度，它与地球和大角星的距离相同。牧夫座η距离大角星只有3.3光年。对于大角星来说，牧夫座η的星等大约是-21/2（类似于从地球上看到的木星），而从牧夫座η的位置看，大角星比从地球看金星要更亮^[10]。

大角星是一颗正在演化和老化中的红巨星，约比太阳大25倍，由于这颗恒星的能量分布在如此巨大的表面积上，其表面温度通常较低，比太阳低约1500℃，这表现为它呈橙色，但它的表面积大得多，导致能量的输出速度是太阳的105倍^[7][17]。大角星的恒星分类为K1.5 IIIpe^[5]，其作为天空中最亮的k型巨星，是可见光谱图集的主题，该图集于1968年出版，由威尔逊山2.5米望远镜的库尔德光谱仪拍摄的照片光谱制成，是恒星光谱的重要参考标准^[23]。

根据依巴谷卫星（Hipparcos）的数据，大角星距离地球约36.7光年（11.26秒差距）^[5][6]，视差误差范围为0.54毫弧秒，换算成距离误差范围为±0.23光年（0.069秒差距）^[24]，比参宿四或心宿二等其他红巨星近得多，这也意味着它在空中进行着快速运动，相对于太阳系，它大约每年移动约2.3″，是天空中最亮的巨星之一，约为太阳亮度的170倍^[25][7]。大角星的质量很难精确确定，但可能与太阳差不多，约为1.08±0.06个太阳质量^[4]，大角星可能比太阳古老得多，也很类似太阳在红巨星阶段的样子^[17][26]。

据估计，大角星大约有60亿到85亿年的历史^[4]，但其演化状态存在一定的不确定性^[27]。根据大角星的颜色特征，它正在演化成为红巨星分支，并将继续演化直到积累足够大的退化氦核来引发氦闪^[4]，它很可能已经消耗了核心的氢，现在正处于活跃的氢外壳燃烧阶段。然而在1998年，法国天文学家卡波内尔（Charbonnel）等人将其略微置于水平分支之上，并指出它已经完成了氦闪阶段^[27]。

大角星以其高固有运动速度而闻名，相对于太阳系以122千米/秒的速度运行，除了半人马座阿尔法星外，它的固有运动幅度比地球附近的任何恒星都要大^[3]，最接近地球的时刻将在大约4000年后发生，届时这颗恒星与地球的距离将比现在近百分之几光年，而在古代大角星更靠近星座的中心^[20]。而且大角星被认为是一颗古老的盘状恒星，似乎与其他52颗这样的恒星一起移动，被称为大角星流^[17][26]。这些恒星不随银河系圆盘上的恒星群一起运动，相反，它们在圆盘上垂直切割，以比银河系中其他恒星更快的速度和不同的角度移动。由于这个原因，大角星最终会移出观测视线，数百万年后，地球上的观测者将无法看到大角星，或者至少肉眼无法看到它^[3]。

作为天空中最明亮的星星之一，大角星一直是星震学等新兴领域研究的对象。1988年4月和5月，西班牙天文学家贝尔蒙特（Jesús Alberto Belmonte）和他的同事们进行了一项关于大角星径向速度（光谱线多普勒频移）的研究。结果显示其存在变化，变化频率约为几微赫兹（μHz），而最高峰对应的频率为4.3μHz（每2.7天），振幅为60ms−1，并且存在约5μHz的频率分离，于是他们提出大角星变化的最合理解释是恒星的振荡现象（星震现象）^[18]。通过星震现象测量的结果可以直接计算出大角星的质量和半径，得到的数值分别为0.8±0.2个太阳质量和27.9±3.4个太阳半径，虽然这种模型不够精确，但仍然可以作为其他模型的有用检验^[19]。

从这颗依巴谷卫星的观测结果来看，大角星现在的变化幅度很小，在8.3天内变化幅度约为0.04等，其表面有轻微的振荡，这是红巨星常有的特征。除此之外，还有一个特别的发现：因为众所周知，一颗巨星越红（越接近或在M光谱类内），它的变化就越大。例如米拉变星（Mira variables）这样的极端案例，其在数百天内就经历了巨大的波动；而大角星并不是很红，它的周期短、范围小，是一个介于变化性和稳定性之间的案例^[17]，它被归类为新疑似变体（NSV），编号为NSV 6603^[3]。

大角星的巨大亮度使得获得非常详细的光谱和确定其化学成分成为可能。大角星缺乏在恒星中形成的普通元素，如硅、铝和铁等，它所含的这些元素只有太阳的五分之一。这些元素在恒星内部形成，在恒星爆炸时混合到星际介质中，并被合并到后代的恒星中^[17]。那些原子序数比氦高的元素被天文学家称为“金属”。大角星的α元素相对铁元素丰富，但金属丰度只有太阳的三分之一，被认为是II星族恒星^[10]。大角星也略微缺乏金属，这表明它是一颗非常古老的恒星，属于较老的恒星群，也是银河系厚盘上的一颗恒星，像它这样的II星族恒星只占太阳系附近所有恒星的4%左右^[3]。

依巴谷卫星的观测结果还表明，大角星可能是一颗双星，而伴星的亮度大约是主星的20倍，其轨道距离很近，达到了人类所能辨别的极限^[28]。1993年，对毕宿五、大角星和天王星的径向速度测量表明，大角星表现出长周期的径向速度振荡，这可以解释为一个次恒星伴星。这个亚恒星物体的质量将是木星的近12倍，它与大角星的轨道距离与地球与太阳的轨道距离大致相同，为1.1天文单位。然而，所有被调查的三颗恒星都显示出相似的振荡，产生相似的伴星质量，但这种变化可能是恒星固有的，而不是由于伴星的引力效应^[29]。

大角星与两个不同的希腊神话故事有关。在其中一个广为人知的故事中，它与牧夫座和大熊星座（大熊）有关，这两个星座分别代表了阿卡斯（Arcas）和卡利斯托（Callisto）。阿卡斯是宙斯（Zeus）和卡利斯托的儿子，卡利斯托是狩猎女神阿尔忒弥斯（Artemis）的侍女，卡利斯托被伪装成阿尔忒弥斯的宙斯所诱惑，并怀上了他的孩子。当宙斯的妻子赫拉（Hera）发现这段私情时，她勃然大怒，将卡利斯托变成了一只熊。在赫拉伤害阿卡斯之前，宙斯将他藏在阿卡迪亚，阿卡斯最终成为了国王，被誉为该国最佳的猎人。有一天，他在森林中遇到了卡利斯托，卡利斯托认出了自己的儿子，试图上前拥抱他，然而，阿卡斯只看到一只熊向他走来，正当他拔出箭准备射击时，宙斯发现了这件事，他不忍心让自己的儿子亲手杀害他的母亲，于是将母子俩变成了星座。在另一个版本中，阿卡斯变成了牧夫座（希腊人称之为“Arctophylax”，意为“熊的守护者”），宙斯首先将他变成了一只熊，然后将他放在天空中，成为小熊星座，在这两个版本中，卡利斯托都变成了大熊星座^[30][31]。

在另一个神话中，大角星与伊卡里乌斯（Icarius）的故事有关。伊卡里乌斯是一个来自雅典的人，酒神狄俄尼索斯（Dionysus）送给他葡萄酒作为他款待客人的礼物。伊卡里乌斯把酒给他遇到的一些牧羊人喝，他们喝得太多了，以为伊卡利乌斯给他们下了毒，所以杀了他。伊卡里乌斯的女儿埃里戈妮（Erigone）和她的狗玛拉（Maera）发现了他的尸体，悲痛欲绝自杀了。狄俄尼索斯非常生气，他决定用瘟疫来惩罚雅典城，直到雅典人引入了纪念伊卡里乌斯和埃里戈尼的仪式瘟疫才结束。狄俄尼索斯把伊卡利乌斯、埃里戈尼和玛拉变成了牧夫座（伊卡利乌斯）、处女座（埃里戈尼）和小犬座α（玛拉）星^[30][31]。

除了希腊神话，大角星在其他文化背景中也具有重要意义。在史前波利尼西亚的航海中，大角星被称为Hōkūle夏威夷，意为“欢乐之星”。波利尼西亚航海家利用这颗星和其他星星来引导他们的双壳独木舟穿越太平洋。当大角星出现在夏天的夜空中，它表明他们已经到达夏威夷群岛的纬度，这使他们能够向西航行并找到陆地^[20]。

在古代的美索不达米亚，大角星与恩利尔（Enlil）神有关，并被称为“Shudun”^[20]，或者是在巴比伦的星表中以SHU-PA的名字出现，其起源尚不清楚。这一说法可以在公元前约1100年的《三星巴比伦星表》和后来的《MUL.APIN》中找到^[32]。

在古罗马时期，大角星的天体活动被认为预示着暴风雨的天气，在普劳图斯的喜剧《鲁登斯》(约公元前211年）序言中，以拟人化的大角星作为叙述者^[33]。在中世纪，大角星被认为是贝贝尼亚的一颗恒星，并与碧玉石和车前草联系在一起。在Cornelius Agrippa的卡巴拉著作中，它也被列为Alchameth^[34]。

在中国古代天文星名中，“角”为东方苍龙星象和二十八宿中的第一宿，与苍龙之角相关，传统释其名义为苍龙头角；大角，为亢宿（苍龙星象中的第二宿）所含星座之一^[35]。

1933年，芝加哥世界博览会的组织者想要寻找一种令人难忘的开幕方式，而上一届世界博览会在1893年举行，也正好是40年前的芝加哥。因为当时人们认为大角星距离地球大约40光年，所以博览会的组织者突然想到，利用大角星的光作为新展览的一部分，并以此纪念上一届芝加哥世界博览会^[1][36]。

1933年5月27日晚上9点15分（美国中部时间），望远镜将这颗恒星的光聚焦在几个光电池上，来自星光驱动电池得到的电流被用来拨动开关，打开了场地所安装的泛光灯，以此开启展览^[1]。如果是这样的话，那束光在1893年博览会结束时离开大角星，像奥运火炬手一样在太空中旅行了40年，为1933年的展览揭开了序幕^[21][36]。但在数年后，测量结果将大角星的距离精确到距地球37光年，所以在芝加哥世博会上使用的灯实际上是在1896年开始它的地球之旅的，而不是1893年^[1]。