ぎょしゃ座ε星[1]
Epsilon Aurigae
仮符号・別名アル・マーズ
星座ぎょしゃ座
見かけの等級 (mv)2.99[1]
2.92 - 3.88（変光）[2]
変光星型アルゴル型変光星(EA)[2]
位置
元期:J2000.0[1]
赤経 (RA, α) 05h 01m 58.13245s[1]
赤緯 (Dec, δ)+43° 49′ 23.9059″[1]
赤方偏移-0.000035[1]
視線速度 (Rv)-10.40 km/s[1]
固有運動 (μ)赤経: -0.86 ミリ秒/年[1]
赤緯: -2.66 ミリ秒/年[1]
年周視差 (π)1.53 ± 1.29ミリ秒[1]
（誤差84.3%）

ε星の位置
物理的性質
スペクトル分類A9Ia[1]
色指数 (B-V)+0.54[3]
色指数 (U-B)+0.33[3]
色指数 (R-I)+0.45[3]
他のカタログでの名称
ぎょしゃ座7番星[1]
BD +43 1166[1]
FK5 183[1], HD 31964[1]
HIP 23416[1], HR 1605[1]
SAO 39955[1]
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ぎょしゃ座ε星は、ぎょしゃ座の恒星で3等星。変光が確認されて以来長い間その変光メカニズムが説明困難なため研究の対象とされてきた食変光星である。
変光

 連星系のデータ
星名スペクトルFの星スペクトルBの星
スペクトル分類F0II-III ?[4]B4-6V[4]
半径135 ± 5 R?[4]3.9 ± 0.4 R?[4]
質量2.2 +0.9
−0.8 M?[4]5.9 ± 0.8 M?[4]
表面温度7,750 K[4]15,000 K[4]

ぎょしゃ座ε星は極めて特異な星のひとつとされている。それは異例かつ説明困難な変光現象による。視等級が2.92等から3.88等まで変光するアルゴル型変光星である。変光が発見されてから長い間、ぎょしゃ座ε星の変光周期は既知の食変光星の中で最長であったが、2016年3月にTYC 2505-672-1がε星を大きく上回る69.1年の変光周期を持つ食変光星であるとの報告があり、最長の座を譲っている[5]。
変光の研究史

1821年にクヴェードリンブルクに住むヨハン・ハインリヒ・フリッチュ（ドイツ語版）牧師により減光が報告されたが、当時はその報告が注目されることはなかった[6]。ポツダム天体物理天文台の所長ヘルマン・カール・フォーゲルは、1900年春から1年間にかけて同天文台のヨハネス・ハルトマンとエバーハートが撮影したスペクトル写真から、この星が分光連星である可能性に気付いた。フォーゲルから過去の観測記録を精査するよう指示を受けた同天文台のハンス・ルーデンドルフは、フリッチュ牧師の記録した1820?21年の他に、1847?1848年、1874?75年、1901?02年にそれぞれ数百日間にわたって0.5等以上減光していたことを発見した。結論として、ぎょしゃ座ε星は約9884日（約27.1年）[2]周期で変光する食変光星であることが明らかになった[6]。

ところが、ぎょしゃ座ε星の変光は変光周期が極めて長い上に、食の期間が約2年間続くという点で、当時知られていた他の食変光星と比べて極めて異質であった。この星の変光は、減光の期間が約半年、通常よりも0.8等減光（光度は約2分の1となる）している食甚期間が約1年間継続し、そして復光の期間が約半年続く[6]。つまり、減光と復光の期間が1とすれば食甚の期間は2となる。主星の光度が2分の1になるのだから、仮に伴星が全く光を発しないとしても主星の面積の半分を隠さなければならない。しかし主星の半分以上の大きさの伴星が主星を隠すのであれば、減光と復光の期間がもっと長くなるはずであり、減光・復光と食甚の期間の比率が1：2になるという事実に説明がつかない[6]。つまり普通の食変光星のモデルではぎょしゃ座ε星の変光を説明することは不可能であった。

食の期間が約2年間に及ぶこと、ぎょしゃ座ε星自体が遠い距離にある星であることなどから、伴星は極めて大きな天体であることが想定された。しかし、分光観測でも食の前後と食の最中でスペクトル型にほとんど変化が見られず、その正体がつかめなかった。もし伴星が主星の前を横切らない角度に地球が位置すれば、ぎょしゃ座ε星は単にスペクトル型A8の超巨星とされていたであろう。