Visualizza wikitesto di Capella (astronomia)

{{Corpo celeste
|tipo = Stella
|nome_stella = Capella
|lettera_stella = Alfa
|id_stella = A/B/C/D
|sigla_costellazione = Aur
|immagine = Capella Stella.jpg
|didascalia = Fotografia di Capella
|designazioni_alternative_stellari = Capella, Alhajoth, Amalthea, Hokulei, [[nomenclatura di Bayer|α Aur]], Alfa&nbsp;Aurigae, Alfa&nbsp;Aur, [[Aitken Double Star Catalogue|ADS]] 3841, [[nomenclatura di Flamsteed|13 Aur]], [[Catalogo Gliese|GJ]] 194/195, [[Catalogo HD|HD]] 34029, [[Catalogo Hipparcos|HIP]] 24608, [[Catalogo HR|HR]] 1708, [[Catalogo SAO|SAO]] 40186, [[Washington Double Star Catalog|WDS]] 05167+4600.
|categoria = [[Sistema stellare|Stella multipla]]<br />(binaria di [[Stella gigante|giganti gialle]] + binaria di [[nana rossa|nane rosse]])
|epoca = [[J2000.0]]
|ar = '''A/B''': {{RA|5|16|41,359}}<ref name=simbada>{{cita web |url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=alpha+aur&submit=SIMBAD+search |titolo=Capella -- Double or multiple star |accesso= 11 febbraio 2013 |sito=[[SIMBAD]] |editore=[[Centre de données astronomiques de Strasbourg]] }}</ref><br />'''C''': {{RA|5|17|23,77}}<ref name=simbadb/><br />'''D''': {{RA|5|17|23,77}}<ref name=simbadc/>
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}}

'''Capella''', detta anche '''Capra'''<ref>{{DOP|id=1011815|lemma=capella}}</ref><ref>{{DOP|id=1012123|lemma=capra}}</ref> ([[nomenclatura di Bayer|Alfa Aurigae / α Aurigae / α Aur]]), è la [[stella]] [[Stelle principali della costellazione dell'Auriga|più brillante]] della [[Auriga (costellazione)|costellazione dell'Auriga]], la sesta [[Stelle più brillanti del cielo notturno osservabile|stella più luminosa del cielo notturno]] nonché la terza stella più brillante dell'[[emisfero celeste boreale]], dopo [[Arturo (astronomia)|Arturo]] e [[Vega]]. È una stella relativamente vicina, dal momento che dista dal [[Sole]] quasi 43 [[anno luce|anni luce]]<ref name=torres15 />.

Benché a occhio nudo appaia come una stella singola, Capella è in realtà un [[sistema multiplo]] costituito da quattro componenti, raggruppate in due [[stella binaria|stelle binarie]]. La prima coppia, che costituisce l'elemento predominante del sistema, è formata da due [[stella gigante|stelle giganti]] di [[classe spettrale]] G, aventi entrambe una [[massa (fisica)|massa]] di circa 2,5 [[massa solare|masse solari]]<ref name=Weber/> e un [[raggio (astronomia)|raggio]] che si aggira intorno a 10 volte [[raggio solare|quello della nostra stella]]<ref name=torres15 />. Le due stelle, che [[orbita]]no attorno al comune [[Centro di massa|baricentro]] seguendo una traiettoria piuttosto stretta, sono in una fase piuttosto avanzata della propria [[evoluzione stellare|evoluzione]]: la secondaria si sta apprestando a diventare una [[gigante rossa]], mentre la primaria è nella fase di [[Processo tre alfa|fusione dell'elio]]<ref name=torres15>{{cita pubblicazione |titolo=Capella (α Aurigae) Revisited: New Binary Orbit, Physical Properties, and Evolutionary State |autore=G. Torres ''et al.'' |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2015 |volume=807 |numero=1 |pp=id. 26 |url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?db_key=AST&bibcode=2015ApJ...807...26T |doi=10.1088/0004-637X/807/1/26 |accesso=12 gennaio 2017}}</ref>. L'altra coppia, distante circa {{formatnum:10000}} [[Unità astronomica|UA]] dalla prima<ref name=chl/>, è composta da due piccole e deboli [[nana rossa|stelle rosse di sequenza principale]].

Per via della sua luminosità, la stella sin dall'antichità è stata associata alla [[mitologia]]; il nome stesso ''Capella'' deriva dal [[lingua latina|latino]] col significato di "capretta", in riferimento al mito di [[Amaltea (mitologia)|Amaltea]], la [[Capra hircus cretica|capra cretese]] che allattò [[Zeus]] sul [[monte Ida (Grecia)|Monte Ida]] a [[Creta (Grecia)|Creta]]<ref name=Allen86/>.

== Osservazione ==
{{Mappa di localizzazione IAU|mappa = aur|RA = {{RA|5|16|41,359}} |DEC = {{DEC|+45|59|52,768}}|didascalia= Posizione di Capella nella costellazione dell'Auriga}}

Capella appare come un astro di colore giallo oro, facilmente individuabile nella parte nord-occidentale della [[Auriga (costellazione)|costellazione dell'Auriga]] a causa della sua grande [[luminosità (astronomia)|luminosità]]: ha infatti una [[magnitudine apparente]] di +0,08<ref name=simbada/>. La stella rappresenta la spalla sinistra dell'auriga (il cocchiere), o, a seconda delle tradizioni, la capra portata in spalla dall'auriga stesso. Capella si trova poco a nord del [[triangolo isoscele]] formato dalle tre deboli stelle ([[Epsilon Aurigae|ε]], [[Zeta Aurigae|ζ]] e {{STL|Eta|Aur}}) che formano l'[[asterismo]] conosciuto come ''il naso dell'Auriga''<ref>{{cita libro | cognome=Hack | nome=Margherita |coautori=V. Domenici | titolo=Notte di stelle | editore=Sperling & Kupfer | anno=2010|pagine=43 |url=http://books.google.it/books?id=Fq7j8cVumagC&pg=PA43&lpg=PA43&dq=%22naso+dell'auriga%22&source=bl&ots=6jstwoCmho&sig=MJpKXr-fh4PdjL7CIY_UbV-to5Y&hl=it&sa=X&ei=K_gdUeW8DMOqtAaNg4C4Ag&ved=0CD8Q6AEwAw#v=onepage&q=%22naso%20dell'auriga%22&f=false |accesso=15 febbraio 2013 |isbn=978-88-200-4958-4}}</ref> o, nei [[paesi anglosassoni]], ''the three kids'' (i tre capretti)<ref>{{cita web |url=http://stars.astro.illinois.edu/sow/auriga-p.html |titolo=Auriga |autore=Jim Kaler |accesso= 15 febbraio 2013 }}</ref>.

Capella ha una [[declinazione (astronomia)|declinazione]] pari a 46° N<ref name=simbada/>, che la rende la stella di prima magnitudine più vicina al [[polo nord celeste]] ([[Polaris]], l'attuale [[stella polare]], ha invece una magnitudine di +2,0<ref>{{cita web |url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=polaris&submit=SIMBAD+search |titolo=Alpha Ursae Minoris |sito=SIMBAD |editore=Centre de données astronomiques de Strasbourg |accesso= 15 febbraio 2013 }}</ref>). Di conseguenza Capella presenta la maggiore osservabilità dalle regioni dell'[[emisfero boreale]], ove diventa [[astro circumpolare|circumpolare]] a nord del 44º [[parallelo (geografia)|parallelo]]: a causa di ciò nei Paesi del [[Europa settentrionale|Nord Europa]], in tutta la [[Germania]], in quasi tutta la [[Francia]], nell'[[Italia settentrionale]], nella maggior parte del [[Canada]], nella parte settentrionale degli [[Stati Uniti d'America|Stati Uniti]] e in buona parte della [[Russia]] essa non tramonta mai; durante l'inverno boreale appare altissima nel cielo alle latitudini temperate. Il periodo migliore per la sua osservazione ricade nei mesi compresi fra la fine di ottobre e aprile.

Nell'[[emisfero australe]] invece le possibilità di osservazione di Capella sono più ridotte: la stella infatti è invisibile a sud del 44° S<ref group=N>Una declinazione di 46° N equivale a una distanza angolare dal [[polo nord celeste]] di 44°; il che equivale a dire che a nord del 44° N l'oggetto si presenta circumpolare, mentre a sud del 44° S l'oggetto non sorge mai.</ref>, ovvero nelle regioni più meridionali di [[Argentina]], [[Cile]] e [[Nuova Zelanda]]. È però ben visibile in tutto il continente [[africa]]no, in tutta l'[[Asia]] e in tutta l'[[Australia]], sebbene nelle regioni meridionali dell'Africa e in Australia appaia bassa in direzione dell'orizzonte nord e sia visibile solo per pochi mesi all'anno in coincidenza dell'estate australe.

Capella è la sesta stella più luminosa del cielo dopo [[Sirio]], [[Canopo]], {{STL|Alfa|Cen}}, [[Arturo (astronomia)|Arturo]] e [[Vega]]. In particolare, è appena meno luminosa di Arturo (che ha magnitudine −0,04<ref>{{cita web |url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=alf+boo&submit=SIMBAD+search |titolo=Arcturus |sito=SIMBAD |editore=Centre de données astronomiques de Strasbourg |accesso= 15 febbraio 2013 }}</ref>) e di Vega (che ha magnitudine +0,03<ref>{{cita web |url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=alf+lyr&submit=SIMBAD+search |titolo=Vega |sito=SIMBAD |editore=Centre de données astronomiques de Strasbourg |accesso= 15 febbraio 2013 }}</ref>); inoltre, Arturo, Vega e Capella sono le tre stelle più luminose dell'emisfero celeste boreale.

=== Luminosità nel tempo ===
[[File:Capella-Aldebaran proper motion IT.png|thumb|left|Il moto proprio di Capella (disco giallo) e Aldebaran (arancione); viene rappresentato il percorso che le due stelle hanno compiuto negli ultimi {{formatnum:450000}} anni e compiranno nei prossimi {{formatnum:300000}} anni. Le altre stelle, che pure si sono spostate e si sposteranno rispetto alle attuali posizioni, sono rappresentate come fisse per esigenze didattiche.]]

Fra {{formatnum:210000}} e {{formatnum:160000}} anni fa, quando fu superata da Canopo, Capella è stata la [[Stelle storicamente più luminose|stella più luminosa dell'intero cielo notturno]]; in questo periodo però la stella aveva già superato il picco della sua luminosità, che si è verificato circa {{formatnum:240000}} anni fa, quando era [[Aldebaran]] la stella più brillante del cielo (con magnitudine −1,54<ref>{{cita|Schaaf (2008)|p. 204}}.</ref>) e Capella si trovava a soli 28 [[anno luce|anni luce]] dalla [[Terra]]; da tale distanza, la stella si mostrava con una magnitudine apparente di −0,86<ref name="schaaf1">{{cita|Schaaf (2008)|p. 155}}.</ref>. Attualmente Capella si sta allontanando dalla Terra al ritmo di 30,2 [[chilometro orario#Chilometro al secondo|km/s]]<ref name=simbada/>, e quindi la sua luminosità apparente è destinata lentamente a diminuire nelle prossime migliaia di anni.

Nell'attuale [[epoca (astronomia)|epoca]] Capella e Aldebaran presentano una notevole distanza angolare nel cielo; tuttavia, sulla base del loro [[moto proprio]], è stato possibile ricostruire come circa {{formatnum:450000}} anni fa le due stelle apparissero molto vicine fra loro, costituendo una brillante coppia. Le due stelle rimasero vicine per diverse migliaia di anni, un periodo sufficiente perché, in virtù della [[precessione degli equinozi]], il polo nord celeste potesse passare in prossimità di questa coppia; per alcune migliaia di anni, quindi, la coppia Aldebaran-Capella ha svolto il ruolo di indicatrice del polo nord celeste<ref>{{cita|Schaaf (2008)|p. 207}}.</ref>.

== Ambiente galattico e moti spaziali ==
Trovandosi a 43 anni luce dal Sole, Capella ne condivide lo stesso ambiente galattico; in particolare, si trova all'interno della [[Bolla Locale]], una [[superbolla|cavità]] del [[mezzo interstellare]] presente nel [[Braccio di Orione]], uno dei bracci che compongono la [[galassia spirale barrata|spirale]] della [[Via Lattea]].

[[File:Bolla locale schema scala 25 a-l.jpg|thumb|upright=1.3|La struttura della [[Bolla Locale]]. Si apprezza la posizione di Capella, del Sole e di altre stelle. L'immagine è orientata in modo che le stelle più vicine al centro galattico si trovino nella parte superiore della stessa.]]

Le sue [[coordinate galattiche]] sono 162,59° e 4,57°<ref name=simbada/>. Una [[longitudine galattica]] di 162,59° indica che la linea ideale che congiunge il Sole e Capella, se proiettata sul [[piano galattico]], forma con la linea ideale che congiunge il Sole con il [[centro galattico]] un angolo del medesimo valore: ciò significa che Capella è leggermente più lontana dal centro galattico di quanto non sia il Sole. Una [[latitudine galattica]] di 4° e mezzo significa che le due stelle sono quasi allineate sullo stesso piano e che Capella si trova poco più a nord rispetto al piano su cui giacciono il Sole e il centro galattico.

La stella più vicina a Capella, distante 3,9 anni luce, è L 1672-14<ref name=solstation>{{cita web |url=http://www.solstation.com/stars2/capella4.htm  |titolo=Capella4 |editore=SolStation |accesso= 11 febbraio 2013 }}</ref>, una debole stella rossa di [[classificazione stellare|classe]] M2 V<ref>{{cita web|url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=L+1672-14&submit=SIMBAD+search|titolo=L 1672-14|sito=SIMBAD |editore=Centre de données astronomiques de Strasbourg |accesso=11 febbraio 2013}}</ref> che, essendo di 11ª magnitudine, può essere osservata solo mediante [[telescopio|telescopi]]. La seconda stella in ordine di vicinanza a Capella è invece {{STL|Lambda|Aur}}, una stella gialla di classe G1.5IV-V di magnitudine +4,70<ref>{{cita web|url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=lambda+aurigae&submit=SIMBAD+search|titolo=Lamda Aurigae |sito=SIMBAD |editore=Centre de données astronomiques de Strasbourg|accesso=11 febbraio 2013}}</ref>, che appare anche a occhio nudo nelle vicinanze (circa 6°) di Capella, da cui dista 4,5 anni luce<ref name=solstation/>.

Gli studi condotti sin dagli [[anni 1960|anni sessanta]]<ref name=Eggen1960/> sul [[cinematica stellare|moto spaziale]] di Capella hanno permesso di inquadrare la stella all'interno della [[Corrente delle Iadi]], la [[corrente stellare]] meglio studiata e conosciuta. I [[Vettore (matematica)|vettori]] del movimento medio della Corrente delle Iadi rispetto al [[sistema di riposo locale]] sono {{TA|(U, V, W)}}&nbsp;=&nbsp;{{TA|(−38 ± 6, −17 ± 6, −11 ± 12) km/s}}<ref name=Zhao/>: ciò significa che, rispetto al movimento medio del materiale della Via Lattea nei dintorni del Sole, la Corrente presenta in media un moto di allontanamento dal centro galattico di 38&nbsp;km/s, un moto in senso inverso rispetto alla [[rotazione galattica]] di 17&nbsp;km/s e un moto verso il polo sud galattico di 11&nbsp;km/s; il movimento di Capella rispetto al sistema di riposo locale è invece {{TA|(U, V, W)}}&nbsp;=&nbsp;{{TA|(−36,5, −13,9, −9,1)}}<ref name=Torres/>. I valori della stella sono abbastanza simili a quelli delle altre componenti della corrente, il che permettere di stabilire con un buon margine di certezza l'appartenenza di Capella alla Corrente delle Iadi. Poiché quest'ultima condivide lo stesso moto rispetto al sistema di riposo locale dell'[[ammasso aperto]] delle [[Iadi]], Eggen<ref name=Eggen1960/> ha ipotizzato che la Corrente si sia originata dalla dispersione dell'ammasso aperto, che in origine, quindi, doveva avere dimensioni maggiori delle attuali<ref name=Eggen1960/>. Poiché l'età presunta dell'ammasso è 625 milioni di anni<ref>{{cita pubblicazione|titolo=The Hyades: distance, structure, dynamics, and age|autore=M.A.C. Perryman, ''et al.''|anno=1998|rivista=Astronomy & Astrophysics|volume=331|pp=81-120|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1998A%26A...331...81P&amp;db_key=AST&amp;data_type=HTML&amp;formato=&amp;high=4518a4c1f324198| accesso=12 febbraio 2013}}</ref>, se l'ipotesi di Eggen è corretta, allora le stelle della Corrente condividono la medesima [[formazione stellare|origine]] all'interno di una [[nube molecolare gigante]]. Queste considerazioni fornirebbero importanti informazioni sull'[[#Età e stato evolutivo|età]] di Capella e sulla sua [[#Composizione chimica|composizione chimica]], in quanto, se le stelle hanno una origine comune, allora hanno anche composizioni chimiche molto simili.

== Caratteristiche principali ==
Capella è un [[sistema stellare]] composto da una coppia di [[stella binaria|binarie]], per un totale di quattro componenti: la prima coppia è costituita da due [[stella gigante|stelle giganti]] gialle di [[classe spettrale]] G, mentre la seconda è formata da due [[Nana rossa|stelle rosse di sequenza principale]] di classe spettrale M. Le due binarie sono relativamente strette, mentre la distanza che separa una binaria dall'altra è di circa 10&nbsp;000&nbsp;[[Unità astronomica|UA]]<ref name=chl>{{cita conferenza |autore=T. R. Ayres |titolo=Capella HL | conferenza=Proceedings of the Third Cambridge Workshop on Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun, Cambridge, Massachusetts, 5-7 ottobre 1983 |editore=Springer |anno=1984 |città=Berlin, Heidelberg, New York, Tokio |url=https://link.springer.com/chapter/10.1007/3-540-12907-3_204 |accesso=12 febbraio 2013 |isbn=978-3-540-12907-3 |pp=202-204 |doi=10.1007/3-540-12907-3_204 }}</ref> (~1,5 × 10<sup>12</sup> km, ossia 0,15&nbsp;[[anno luce|anni luce]]).

[[File:Capella color.gif|thumb|upright=1.3|Le componenti A e B di Capella risolte dal [[Cambridge Optical Aperture Synthesis Telescope]] (COAST). Per gentile concessione del [[Mullard Radio Astronomy Observatory]].]]

La coppia di giganti è di gran lunga l'elemento predominante del sistema, contribuendo per circa il 99,99% alla [[radiazione]] emessa<ref>Dato ricavabile dalle [[luminosità (fisica)|luminosità]] assolute delle quattro componenti.</ref>. Le due giganti vengono contrassegnate dalle lettere A e B (a volte con Aa e Ab) e sono state fatte oggetto di intenso studio, mentre le due stelle rosse sono designate con le lettere C e D (talvolta Ha e Hb).

=== La coppia A-B ===
==== Difficoltà di studio ====
Nonostante l'elevata [[magnitudine apparente|luminosità apparente]] e il gran numero di osservazioni di cui è stato oggetto il sistema, vi sono ancora importanti incertezze riguardo a molte caratteristiche della coppia A-B. Due fattori in particolare costituiscono un elemento di difficoltà: in primo luogo la vicinanza tra le due componenti; quindi l'elevata [[Velocità angolare|velocità di rotazione]] della componente B, che determina un allargamento delle [[Spettroscopia|righe spettrali]] della stella rendendo particolarmente difficile il calcolo della sua [[velocità radiale]] e di conseguenza la precisa determinazione dell'[[orbita]] che essa percorre<ref name=Hummel/>. Le difficoltà nel calcolo dell'orbita si traducono poi in una difficoltà nel calcolo delle [[massa (fisica)|masse]] delle due componenti principali e di altri parametri. Tuttavia proprio l'intensità delle osservazioni di cui Capella è stata fatta oggetto ha permesso di ottenere diversi risultati interessanti, che rendono meno sommaria la conoscenza di questo sistema.

==== Storia osservativa recente ====
[[File:100inchHooker.jpg|thumb|left|Il telescopio Hooker da 2,5 metri dell'Osservatorio di Monte Wilson fa parte del sistema interferometrico che risolse per primo Capella A-B]]

La natura binaria di Capella A-B è stata riconosciuta fra la fine dell'[[XIX secolo|Ottocento]] e l'inizio del [[XX secolo|Novecento]] sulla base di osservazioni [[spettroscopia|spettroscopiche]]<ref name=Newall>{{cita pubblicazione|titolo=The binary system of Capella |autore=H. F. Newall |anno=1899|rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=60|p=60|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1899MNRAS..60....2N| accesso=12 febbraio 2013}}</ref><ref name=Campbell>{{cita pubblicazione|titolo=Observations of the spectroscopic binary Capella |autore=W. W. Campbell |anno=1901|rivista=Lick Observatory bulletins |volume=6|pp=31-32|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1901LicOB...1...31C| accesso=12 febbraio 2013}}</ref>; si cercò dunque sin da subito di [[Risoluzione angolare|risolvere]] visualmente la coppia, ma senza successo<ref>{{cita pubblicazione|titolo=Notices from the Lick Observatory |autore=W. J. Hussey |anno=1901|rivista=Publications of the Astronomical Society of the Pacific |volume=80|pp=156-7|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1901PASP...13..156.| doi=10.1086/121438| accesso=12 febbraio 2013}}</ref>. La prima risoluzione certa della coppia fu compiuta nel 1919, circa vent'anni dopo la scoperta della duplicità di Capella, attraverso il complesso di [[Interferometria|interferometri]] dell'[[Osservatorio di Monte Wilson]]<ref>{{cita pubblicazione|titolo=Application of Michelson's interferometer method to the measurement of close double stars. |autore=J. A. Anderson |anno=1920|rivista=Astrophysical Journal |volume=51|pp=263-275|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1920ApJ....51..263A| doi=10.1086/142551| accesso=12 febbraio 2013}}</ref>. Fu necessario comunque attendere gli [[anni 1970|anni settanta]] perché si iniziasse nuovamente a osservare Capella con sistematicità al fine di risolvere la coppia A-B<ref name=Kulgarin>{{cita pubblicazione|titolo=Measurements of Capella with the Pulkovo Stellar Interferometer |autore=E. S. Kulagin |anno=1970|rivista=Soviet Astronomy |volume=14|pp=445-448|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1970SvA....14..445K| accesso=12 febbraio 2013}}</ref><ref name=Blazit>{{cita pubblicazione|titolo=The angular diameters of Capella A and B from two-telescope interferometry |autore=A. Blazit ''et al.'' |anno=1977|rivista=Astrophysical Journal, Part 2  |volume=217|pp=L55-L57|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1977ApJ...217L..55B| doi=10.1086/182538| accesso=12 febbraio 2013}}</ref>. Le osservazioni astrometriche finora più precise sono quelle condotte da Hummel e colleghi nel 1994<ref name=Hummel>{{cita pubblicazione| cid=Hummel| titolo=Very high precision orbit of Capella by long baseline interferometry |autore=C. A. Hummel ''et al.'' |anno=1994|rivista=The Astronomical Journal |volume=107|numero=5|pp=1859-67|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994AJ....107.1859H| doi=10.1086/116995| accesso=12 febbraio 2013}}</ref>, compiute ancora presso l'Osservatorio di Monte Wilson. Inoltre la coppia è stata risolta nel 1997 tramite la ''[[telescopio spaziale Hubble#Camera per oggetti deboli (FOC)|Faint Object Camera]]'' del [[telescopio spaziale Hubble]] alle [[lunghezza d'onda|lunghezze d'onda]] dell'[[Radiazione ultravioletta|ultravioletto]] ({{TA|130−300}}&nbsp;[[nanometro|nm]])<ref name=Young>{{cita pubblicazione|titolo=Capella: Separating the Giants |autore=P. R. Young, A. K. Dupree |anno=2002|rivista=The Astronomical Journal |volume=565|numero=1|pp=598-607|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...565..598Y| doi=10.1086/324481| accesso=12 febbraio 2013}}</ref>.

Per quanto riguarda lo studio delle velocità radiali della coppia, occorre rilevare che su quella della componente A c'è un buon accordo fra i risultati ottenuti dai vari gruppi di studiosi fin dalle prime osservazioni di inizio Novecento, mentre sui parametri della componente B è presente ancora molta incertezza. Per parecchi decenni le misure più influenti della velocità radiale delle due componenti sono state quelle di Struve e Kilby, pubblicate nel 1953<ref name=StruveKilby>{{cita pubblicazione|titolo=A New Determination of the Spectrographic Orbit of Capella|autore=O. Struve, R. F. Kilby |anno=1953|rivista=Astrophysical Journal |volume=117|pp=272-278|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1953ApJ...117..272S| doi=10.1086/145691| accesso=12 febbraio 2013}}</ref>, e di Wright (1954)<ref name=Wright>{{cita pubblicazione|titolo=The spectrum of Capella.|autore=K. O. Wright |anno=1954|rivista=Publications of the Dominion Astrophysical Observatory |volume=10|pp=1-37|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1954PDAO...10....1W| accesso=12 febbraio 2013}}</ref>. Misurazioni di gran lunga più precise sono quelle compiute nel 1993 da Barlow e colleghi<ref name=Barlow>{{cita pubblicazione|titolo=A three-dimensional solution for the orbit of Capella|autore=D. J. Barlow, F. C. Fekel, C. D. Scarfe |anno=1993|rivista= Publications of the Astronomical Society of the Pacific |volume=105|pp=476-486|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993PASP..105..476B| doi=10.1086/133181| accesso=12 febbraio 2013}}</ref>, superate in accuratezza da quelle pubblicate nel 2009 da Torres e colleghi<ref name=Torres>{{cita pubblicazione|titolo=Binary Orbit, Physical Properties, and Evolutionary State of Capella (α Aurigae)|autore=G. Torres, A. Claret, A. P. Young |anno=2009|rivista=Astrophysical Journal |volume=700 |numero=2|pp=1349-1381|url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2009ApJ...700.1349T&db_key=AST&nosetcookie=1|doi=10.1088/0004-637X/700/2/1349 |accesso=12 febbraio 2013}}</ref>. Infine, nel 2011 sono state pubblicate le osservazioni compiute da Weber e Strassmeier presso l'[[Osservatorio del Teide]], situato nell'isola di [[Tenerife]], che hanno un margine di errore di circa la metà di quelle di Torres e colleghi e che quindi rappresentano le misure più accurate oggi disponibili<ref name=Weber>{{cita pubblicazione |titolo=The spectroscopic orbit of Capella revisited |autore=M. Weber, F. Strassmeier |rivista=Astronomy & Astrophysics |anno=2011  |volume=531 |pp=id.A89 |url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2011A%26A...531A..89W&db_key=AST&nosetcookie=1 |doi=10.1051/0004-6361/201116885 |accesso=12 febbraio 2013}}</ref>.

==== Velocità radiali ====
Il problema maggiore nello studio della coppia A-B è rappresentato, come si è detto, dalle misurazioni della velocità radiale della componente B, che si presentano molto discordanti fra i vari studi; in particolare, gli studi più vecchi tendono a riportare delle ampiezze di oscillazione maggiori di quelli più recenti. Questo ha un notevole impatto sulla massa stimata di Capella B, in quanto minore è la semiampiezza dell'oscillazione della velocità radiale maggiore è la massa che viene calcolata.

Le tabelle sottostanti riportano le misurazioni delle [[ampiezza|semiampiezze]] delle oscillazioni delle velocità radiali delle componenti A e B di Capella; in particolare è da notare il buon accordo fra le misurazioni della velocità radiale della componente A, fin dalle prime risalenti all'inizio del Novecento. Le misurazioni più recenti devono considerarsi più precise in quanto effettuate con strumentazione più moderna.

{| align="center" style="margin-top:15px"
|+ '''Misurazioni della semiampiezza dell'oscillazione della velocità radiale del sistema (in [[chilometro al secondo|km/s]])'''
|
{| class="wikitable" style="align: center; margin-top:-20px"
|+ Capella A
|-
! Articolo !! Valore misurato
|-
| Newall (1899)<ref name=Newall/> || align="center" | {{TA|26,89 ± 0,83}}
|-
| Campbell (1901)<ref name=Campbell/> || align="center" | {{TA|25,89 ± 0,18}}
|-
| Struve e Kilby (1953)<ref name=StruveKilby/> || align="center" | {{TA|26,46 ± 0,17}}
|-
| Barlow e colleghi (1993)<ref name=Barlow/> || align="center" | {{TA|25,96 ± 0,11}}
|-
| Torres e colleghi (2009)<ref name=Torres/> || align="center" | {{TA|25,96 ± 0,04}}
|-
| Weber e Strassmeier (2011)<ref name=Weber/> || align="center" | {{TA|25,960 ± 0,0065}}
|}
|style="padding-top:25px"|
{| class="wikitable" style="align: center; margin-top:-22px "
|+ Capella B
|-
! Articolo !! Valore misurato
|-
| Sanford (1922)<ref>{{cita pubblicazione|titolo=On the Period of Capella|autore=R. F. Sanford |anno=1922|rivista=Publications of the Astronomical Society of the Pacific |volume=34|pp=178-179|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1922PASP...34..178S|doi=10.1086/123190 |accesso=12 febbraio 2013}}</ref> || align="center" | {{TA|34,34 ± 1,49}}
|-
| Struve e Kilby (1953)<ref name=StruveKilby/> || align="center" | {{TA|31,09 ± 0,82}}
|-
| Shen e colleghi (1985)<ref name=Shen>{{cita pubblicazione|titolo=A double-line spectroscopic orbit for Capella|autore=L.-Z. Shen, W. I. Beavers, J. J. Eitter, J. J. Salzer |anno=1985|rivista=Astronomical Journal |volume=90|pp=1503-1510|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1985AJ.....90.1503S |accesso=13 febbraio 2013}}</ref> || align="center" | {{TA|29,75 ± 0,59}}
|-
|  Beavers e Eitter (1986)<ref name=BeaversEitter>{{cita pubblicazione|titolo=E. W. Fick Observatory stellar radial velocity measurements. I - 1976-1984|autore=W. I. Beavers, J. J. Eitter|anno=1986|rivista=Astrophysical Journal Supplement Series |volume=62|pp=147-228|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1986ApJS...62..147B|doi=10.1086/191136 |accesso=13 febbraio 2013}}</ref> || align="center" | {{TA|30,43 ± 0,50}}
|-
| Barlow e colleghi (1993)<ref name=Barlow/> || align="center" | {{TA|27,70 ± 0,41}}
|-
| Torres e colleghi (2009)<ref name=Torres/> || align="center" | {{TA|26,27 ± 0,09}}
|-
| Weber e Strassmeier (2011)<ref name=Weber/> || align="center" | {{TA|26,840 ± 0,024}}
|}
|}

Confrontando i vari valori, si può notare che mentre nelle misurazioni più vecchie la differenza fra le oscillazioni delle due componenti era considerevole, in quelle più recenti è più esigua; ciò significa che la differenza fra le masse di Capella A e Capella B è molto minore di quanto non si credesse in precedenza.

==== Parametri orbitali ====
[[File:Capella blackandwhite.gif|thumb|upright=1.3|Un'altra immagine delle componenti A e B di Capella risolte dal COAST. Per gentile concessione del ''Mullard Radio Astronomy Observatory.'']]

Torres e colleghi (2015) forniscono una soluzione dell'orbita di Capella basata sia sulle loro osservazioni procedenti osservazioni<ref name=Torres /> sia, specialmente, su quelle di Weber e Strassmeier (2011), che sono le più precise disponibili, ma anche su quelle di Hummel e colleghi (1994), di Newall (1900)<ref name=Newall/>, Campbell (1901)<ref name=Campbell/>, Struve e Kilby (1953)<ref name=StruveKilby/>, Beaver e Eitter (1986)<ref name=BeaversEitter/>, Shcherbakov e colleghi (1990)<ref>{{cita pubblicazione|titolo=Activity modulation of Capella as observed in He I 10830 A|autore=A. G. Shcherbakov ''et al.''|anno=1990|rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=235|numero=1-2|pp=205-210|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1990A%26A...235..205S|accesso=12 febbraio 2013}}</ref> e le rilevazioni astrometriche di Merrill (1922)<ref>{{cita pubblicazione|titolo=Interferometer observations of double stars.|autore=P. W. Merrill|anno=1922|rivista=Astrophysical Journal |volume=56|pp=40-52|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1922ApJ....56...40M|doi=10.1086/142687 |accesso=12 febbraio 2013}}</ref>, Kulgarin (1970)<ref name=Kulgarin/>, Blazit e colleghi (1977)<ref name=Blazit/>, Koechlin e colleghi (1979)<ref>{{cita pubblicazione|titolo=Phase effect detection at the CERGA stellar interferometer, application to Capella's orbital motion|autore=L. Koechlin, D. Bonneau, F. Vakili|anno=1979|rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=80|numero=3 |pp=L13-L14|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1979A%26A....80L..13K|accesso=12 febbraio 2013}}</ref>, Baldwin e colleghi (1996)<ref>{{cita pubblicazione|titolo=The first images from an optical aperture synthesis array: mapping of Capella with COAST at two epochs|autore=J. E. Baldwin ''et al.'' |anno=1996|rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=306|pp=L13-L16|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996A%26A...306L..13B|accesso=12 febbraio 2013}}</ref>, Young e Dupree (2002)<ref name=Young/>, Kraus e colleghi (2004)<ref name=Kraus>{{cita pubblicazione|cid=Kraus| titolo=Infrared Imaging of Capella with the IOTA Closure Phase Interferometer|autore=S. Kraus ''et al.''|anno=2004|rivista=The Astronomical Journal |volume=130|numero=1|pp=246-255|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005AJ....130..246K|doi=10.1086/430456 |accesso=12 febbraio 2013}}</ref>, nonché le misurazioni del [[Satellite artificiale|satellite]] [[Hipparcos]]. A tutte le osservazioni è stato dato un peso direttamente proporzionale a quello della loro precisione.

Sulla base di tutti questi dati il gruppo di Torres ha dedotto che le due componenti di Capella A-B compiono un'orbita intorno al comune [[centro di massa]] in {{TA|104,02128 ± 0,00016}} giorni<ref name=torres15 />; l'orbita, [[Inclinazione orbitale|inclinata]] rispetto alla linea di vista terrestre di {{TA|137,156° ± 0,046°}}<ref name=torres15 />, ha una [[Eccentricità orbitale|eccentricità]] molto bassa di {{TA|0,00087 ± 0,00013}}<ref name=Weber />. Il [[semiasse maggiore]] sembra essere di {{TA|56,442 ± 0,023}}&nbsp;[[milliarcosecondo|mas]]<ref name=torres15 />, che, alla distanza di 43 anni luce, corrispondono a {{TA|111,11 ± 0,10}} milioni di km<ref name=torres15 />, equivalenti a {{TA|0,74272 ± 0,00069}}&nbsp;[[Unità astronomica|UA]]; l'[[ascensione retta del nodo ascendente]] è invece di {{TA|40,522° ± 0,039°}}<ref name=torres15 />.

==== Masse ====
Hummel e colleghi (1994), sfruttando le misure delle velocità radiali, avevano calcolato che Capella A avesse una massa di {{M|2.63|ul=masse solari}} e Capella B una massa di {{M|2.56|ul=masse solari}}<ref name=Hummel/>. Poiché nelle stime più recenti la differenza fra le velocità radiali delle due componenti risulta inferiore a quella misurata in precedenza, la differenza fra i valori delle masse delle due componenti viene ritenuta minore di quella computata da Hummel e colleghi. Torres e colleghi (2009) ipotizzano che Capella A abbia infatti una massa di {{M|2,466|0,018|ul=masse solari}} e Capella B una massa di {{M|2,443|0,013|ul=masse solari}}<ref name=Torres/>; la secondaria avrebbe quindi il 99% della massa della primaria. Weber e Strassmeier (2011) invece riportano un valore di {{M|2,573|0,009|ul=masse solari}} per la primaria e di {{M|2,488|0,008|ul=masse solari}} per la secondaria, stimando un rapporto fra le due grandezze di {{TA|0,9673 ± 0,0020}}<ref name=Weber/>. Infine, Torres e colleghi (2015) riportano un valore di {{M|2,5687|0,0074|ul=masse solari}} per la primaria, mentre stimano la massa della secondaria in {{M|2,4828|0,0067|ul=masse solari}} con un rapporto di {{TA|0,96653 ± 0,00062}}<ref name=torres15 />.

==== Luminosità ====
Un altro problema rilevante nello studio del sistema Capella A-B risiede nella misurazione delle luminosità delle due componenti, che deriva dalla difficoltà di discernere con precisione le linee spettrali di Capella B. Newall (1900) ha affermato che «probabilmente le due componenti non differiscono molto per quanto riguarda la loro luminosità»<ref name=Newall/>, mentre Campbell (1901) ha sostenuto che «nella porzione visibile dello spettro la componente solare [Capella A] è probabilmente almeno una magnitudine più luminosa delle due»<ref name=Campbell/>. Per molto tempo, la misura più influente della luminosità relativa fra le due componenti è stata quella di Wright (1954), il quale ha sostenuto che Capella A fosse 0,25 magnitudini più luminosa di Capella B<ref name=Wright/>. Tuttavia Griffin e Griffin (1986) hanno dimostrato che le misurazioni di Wright (1954) erano affette da errore per via dell'allargamento delle righe spettrali di Capella B determinato dalla sua alta velocità di rotazione. Corretto questo errore, Capella B risulta nel visibile 0,15 magnitudini più luminosa di Capella A<ref name=Griffin>{{cita pubblicazione|titolo=The identity of the primary component of Capella|autore=R. Griffin, R. Griffin|anno=1986|rivista=Journal of Astrophysics and Astronomy |volume=7|pp=45-51|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1986JApA....7...45G|doi=10.1007/BF02715026 |accesso=12 febbraio 2013}}</ref>; tale risultato è stato sostanzialmente confermato da Barlow e colleghi (1993), secondo i quali Capella A ha una magnitudine apparente di {{TA|0,27 ± 0,01}} e Capella B di {{TA|0,14 ± 0,01}}<ref name=Barlow/>. Un ulteriore supporto a questa tesi è arrivato dal lavoro di Torres e colleghi (2015), che hanno riscontrato una differenza di circa 0,13 magnitudini fra la luminosità di Capella B e quella di Capella A; in particolare, essi stimano la magnitudine apparente di Capella B in {{TA|0,167 ± 0,015}} e quella di Capella A in {{TA|0,296 ± 0,016}}<ref name=torres15 />.

Capella A presenta una temperatura superficiale inferiore a quella di Capella B, di conseguenza la prima emette più radiazione nelle bande dell'[[Radiazione infrarossa|infrarosso]], mentre la seconda emette maggiormente nelle bande del visibile e dell'ultravioletto. In particolare, nelle lunghezza d'onda inferiori a 700&nbsp;nm Capella B risulta più luminosa, mentre il contrario avviene nelle lunghezze d'onda superiori a 700&nbsp;nm; prendendo invece in considerazione la radiazione totale emessa dalle due componenti, allora Capella A risulta più luminosa di Capella B. Torres e colleghi (2015) hanno stimato che la luminosità totale (bolometrica) di Capella A è {{TA|78,7 ± 4,2 [[Luminosità solare|L<sub>☉</sub>]]}}, mentre quella di Capella B è {{TA|72,7 ± 3,6 L<sub>☉</sub>}}<ref name=torres15 />. Questo dato, assieme alla maggiore massa di Capella A rispetto a Capella B, giustifica l'appellativo di ''primaria'' che le viene dato, sebbene nel visibile Capella B sia più luminosa.

Con una luminosità complessiva di circa 150&nbsp;L<sub>☉</sub>, Capella è il secondo oggetto più luminoso entro una distanza di 50 anni luce dal Sole, dopo [[Arturo (astronomia)|Arturo]]: sono infatti gli unici due oggetti entro questa distanza ad avere [[magnitudine assoluta]] negativa<ref>{{cita web|url=http://www.atlasoftheuniverse.com/50lys.html|titolo=Stars within 50 light years |sito=Atlas of the Universe|accesso=12 febbraio 2013}}</ref>.

==== Diametri ====
[[File:Capella-Sun comparison.png|upright=1.5|thumb|left|Confronto fra le dimensioni delle quattro componenti di Capella e il Sole]]

Capella A e B sono oggetti abbastanza grandi e vicini da rendere possibile una misura diretta dei loro [[Diametro angolare|diametri angolari]] mediante tecniche interferometriche. La prima misura dei diametri delle due componenti si deve a Blazit e colleghi (1977), che hanno ottenuto un valore di {{TA|5,2 ± 1,0 mas}} per il diametro di Capella A e di {{TA|4,0 ± 2,0 mas}} per il diametro di Capella B; queste misure sono però viziate dal presupposto, mutuato da Wright (1954), che Capella A fosse 0,25 magnitudini più luminosa di Capella B. Corretto questo errore, sfruttando il fenomeno dell'[[oscuramento al bordo]], di Benedetto e Bonneau (1991) hanno invece ottenuto un valore di {{TA|9,6 ± 2,3 mas}} per la primaria e di {{TA|6,28 ± 0,43 mas}} per la secondaria<ref>{{cita pubblicazione|cid=Benedetto| titolo=Near-infrared observations of Capella by Michelson interferometry|autore=G. P. di Benedetto, D. Bonneau|anno=1991|rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=252|numero=2|pp=645-650|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1991A%26A...252..645D|accesso=12 febbraio 2013}}</ref>. I valori misurati da Hummel e colleghi (1994), sempre dopo la medesima correzione, sono piuttosto comparabili: {{TA|8,5 ± 0,1 mas}} per la primaria e {{TA|6,4 ± 0,3 mas}} per la secondaria<ref name=Hummel/>. I diametri angolari sono stati misurati anche da Kraus e colleghi (2004), che però hanno deciso di non applicare alcuna correzione: {{TA|8,9 ± 0,6 mas}} e {{TA|5,8 ± 0,8 mas}} sono i valori ottenuti. Applicando correzioni uniformi a questi risultati e calcolando la media fra loro si ottiene {{TA|8,47 ± 0,40 mas}} per la primaria e {{TA|6,24 ± 0,23 mas}} per la secondaria<ref name=Kraus/>.

Alla distanza di 43 anni luce, queste misurazioni corrispondono a un [[raggio (astronomia)|raggio]] di {{TA|11,98 ± 0,57 [[Raggio solare|R<sub>☉</sub>]]}} per Capella A e di {{TA|8,83 ± 0,33 R<sub>☉</sub>}} per Capella B; questi valori rappresentano rispettivamente il 7,5% e il 5,5% della distanza fra le due componenti, che quindi sono ben separate l'una dall'altra (e infatti esse non si [[binaria a eclisse|eclissano]] a vicenda).

==== Temperature ====
Le [[Temperatura effettiva (astrofisica)|temperature superficiali]] delle due componenti del sistema binario A-B sono state misurate attraverso varie metodiche con un discreto accordo fra le varie misurazioni. La tabella sottostante riporta alcune delle misurazioni più recenti e affidabili; dall'insieme di esse si può concludere che la secondaria ha una temperatura simile a quella del Sole, il che la pone tra le ultime sottoclassi della classe spettrale F e le prime sottoclassi della classe G, mentre la primaria ha una temperatura inferiore che la pone tra le ultime sottoclassi della classe G e le prime della classe K. Capella A è stata in effetti variamente assegnata alla classe G6<ref name=AyersLinsky/>, G8 o K0<ref name=Strassmeier>{{cita pubblicazione|titolo=The spectral classification of chromospherically active binary stars with composite spectras|autore=K. G. Strassmeier, F. C. Fekel|anno=1990|rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=230|pp=389-404|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1990A%26A...230..389S|accesso=12 febbraio 2013}}</ref>, mentre Capella B è stata assegnata alle classi G1<ref name=Strassmeier/>, G0<ref name=Wright/> o F9<ref name=AyersLinsky>{{cita pubblicazione|titolo=Outer atmospheres of cool stars. V - IUE observations of Capella - The rotation-activity connection|autore=T. R. Ayres, J. L. Linsky|anno=1980|rivista=Astrophysical Journal |volume=241|pp=279-299|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1980ApJ...241..279A|doi=10.1086/158341|accesso=12 febbraio 2013}}</ref>.

{|align=center
|
{|class="wikitable" style="width:500px"
|+Alcune misurazioni della temperatura superficiale delle due componenti di Capella (valori espressi in [[kelvin]] – K –)
|-
! Articolo !! Capella A !! Capella B
|-
| Ayres (1988)<ref>{{cita pubblicazione|titolo=A spectral dissection of the ultraviolet emissions of Capella|autore=T. R. Ayres|anno=1988|rivista=Astrophysical Journal |volume=331|pp=467-476|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1988ApJ...331..467A|doi=10.1086/166572 |accesso=12 febbraio 2013}}</ref> || align="center" | {{formatnum:5100}} || align="center" | {{formatnum:5700}}
|-
| Bagnuolo e Sowell (1988)<ref>{{cita pubblicazione|titolo=Binary star speckle photometry. I - The colors and spectral types of the Capella stars|autore=W. G. Jr. Bagnuolo, J. R. Sowell|anno=1988|rivista=Astronomical Journal |volume=96|pp=1056-1060|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1988AJ.....96.1056B|doi=10.1086/114865 |accesso=12 febbraio 2013}}</ref> || align="center" | {{formatnum:4800}} || align="center" | {{formatnum:5550}}
|-
| Hummel e colleghi (1994)<ref name=Hummel/> || align="center" | {{TA|4 940 ± 50}} || align="center" | {{TA|5 700 ± 100}}
|-
| Torres e colleghi (2009)<ref name=Torres/> – [[Spettroscopia|misura spettroscopica]] – || align="center" | {{TA|4 900 ± 100}} || align="center" | {{TA|5 710 ± 100}}
|-
| Torres e colleghi (2009)<ref name=Torres/> – [[Fotometria (astronomia)|misura fotometrica]] – || align="center" | {{TA|4 910 ± 113}} || align="center" | {{TA|5 610 ± 130}}
|-
| Torres e colleghi (2015)<ref name=torres15/> || align="center" | {{TA|4 970 ± 50}} || align="center" | {{TA|5 730 ± 60}}
|}
|}

==== Velocità e periodo di rotazione ====
La misura esatta della [[rotazione stellare|velocità di rotazione]] costituisce notoriamente un problema nelle stelle giganti, a causa sia dell'alta macroturbolenza dei [[gas]] [[atmosfera stellare|atmosferici]] sia della bassa velocità con cui la stella ruota sul proprio asse: questo è vero in particolare per Capella A, per la quale esistono notevoli discordanze circa le varie misurazioni della velocità di rotazione. Invece la velocità di rotazione di Capella B, che, come anticipato, è notevolmente più elevata rispetto a quella di Capella A, è più facilmente distinguibile dalla macroturbolenza del gas atmosferico; non stupisce quindi che le misurazioni nel caso di questo astro siano maggiormente concordi. La tabella a lato riporta le velocità di rotazione ({{TA|sin''i'' × ''v''}})<ref group=N>Ovvero la velocità di rotazione all'equatore moltiplicata per il seno dell'angolo di inclinazione dell'asse di rotazione rispetto al piano della nostra visuale.</ref> delle componenti A e B di Capella riportate in alcune pubblicazioni.

{|align=right style="padding-left:10px; margin-top:-15px" "
|
{| class="wikitable"
|+ Valori misurati delle velocità di rotazione<br />({{TA|sin''i'' × ''v''}}) di Capella A e Capella B (in km/s)
|-
! Articolo !! Capella A !! Capella B
|-
| Shen e colleghi (1985)<ref name=Shen/> || align="center" | {{TA|9 ± 5}} || align="center" | {{TA|35 ± 4}}
|-
| Griffin e Griffin (1986)<ref name=Griffin/> || align="center" | {{TA|7 ± (2–3)}} || align="center" | {{TA|36 ± (1–2)}}
|-
| Fekel e colleghi (1986)<ref name=Fekel>{{cita pubblicazione|titolo=A survey of chromospherically active stars|autore=F. C. Fekel, T. J. Moffett, G. W. Henry|anno=1986|rivista=Astrophysical Journal Supplement Series |volume=60|pp=551-576|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1986ApJS...60..551F |doi=10.1086/191097|accesso=12 febbraio 2013}}</ref> || align="center" | {{TA|5 ± 2}} || align="center" | {{TA|36 ± 3}}
|-
| Huisong e Xuefu (1987)<ref>{{cita pubblicazione|titolo=Measurements and study of rotational velocities in RS CVn star systems|autore=T. Huisong, L. Xuefu|anno=1987|rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=172|numero=1-2|pp=74-78|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1987A%26A...172...74H |accesso=12 febbraio 2013}}</ref> || align="center" | {{TA|14 ± 3}} || align="center" | —
|-
| Strassmeier e Fekel (1990)<ref name=Strassmeier/> || align="center" | 3 || align="center" | 36
|-
| Batten e colleghi (1991)<ref>{{cita pubblicazione |titolo=On the mass ratio of Capella |autore=A. Batten,  G. Hill, W. Lu |rivista=Astronomical Society of the Pacific, Publications |anno=1991  |volume=103 |pp=623-627 |url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1991PASP..103..623B&db_key=AST&nosetcookie=1 |doi=10.1086/132861 |accesso=8 marzo 2013}}</ref> || align="center" | — || align="center" | 36
|-
| Randich e colleghi (1994)<ref>{{cita pubblicazione|titolo=Lithium in Rs-Canum Binaries and Related Chromospherically Active Stars - Part Three - Northern Rs-Canum Systems|autore=S. Randich, M. S. Giampapa, R. Pallavicini|anno=1994|rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=283|numero=3|pp=893-907|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994A%26A...283..893R |accesso=12 febbraio 2013}}</ref> || align="center" | — || align="center" | 35
|-
| Medeiros e Mayor (1995)<ref name=Medeiros>{{cita pubblicazione|titolo=On the link between rotation and coronal activity in evolved stars|autore=J. R. de Medeiros, M. Mayor|anno=1995|rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=302|pp=745-750|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1995A%26A...302..745D |accesso=12 febbraio 2013}}</ref> || align="center" | — || align="center" | {{TA|32,7 ± 3,3}}
|-
| Petrov e colleghi (1996)<ref name=Petrov>{{cita pubblicazione|titolo=Rotational velocity of the cool component of Capella from differential speckle interferometry|autore=R. G. Petrov ''et al.''|anno=1996|rivista=Astronomy Letters |volume=22|numero=3|pp=348-353|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996AstL...22..348P |accesso=12 febbraio 2013}}</ref> || align="center" | {{TA|8,5 ± 1,0}} || align="center" | —
|}
|}

Per calcolare la velocità di rotazione dei due astri, e quindi il loro [[periodo di rotazione]], è necessario conoscere il valore di ''i'', cioè l'inclinazione dell'asse di rotazione rispetto al piano della linea di vista: si tratta di un valore che di solito è difficilmente determinabile, anche se Capella costituisce un'eccezione: infatti, di Capella A-B si conosce con buona approssimazione l'inclinazione del piano orbitale rispetto alla linea di vista. Sembra ragionevole supporre che l'asse di rotazione delle due componenti sia [[Perpendicolarità|perpendicolare]] rispetto al piano dell'orbita e che quindi sia inclinato di circa 47° rispetto alla linea di vista terrestre. Una conferma indipendente di questo dato viene dal lavoro di Shcherbakov e colleghi (1990), i quali hanno studiato la [[linea spettrale|linea]] dell'[[elio]] in corrispondenza della lunghezza d'onda di 1&nbsp;083&nbsp;[[nanometro|nm]] nello spettro di Capella A e hanno potuto appurare che essa varia con un periodo di circa 104 giorni; gli studiosi hanno imputato tale variazione alla presenza sulla superficie della stella di una piccola zona calda e attiva, che si sposta seguendo la rotazione della stella intorno al proprio asse, il che pertanto suggerisce che il periodo di rotazione di Capella A sia di 104 giorni<ref name=Shcherbakov>{{cita pubblicazione|titolo=Activity modulation of Capella as observed in He I 10830 A|autore=A. Shcherbakov ''et al.''|anno=1990|rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=235|numero=1-2|pp=205-210|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1990A%26A...235..205S |accesso=12 febbraio 2013}}</ref>. Questo risultato è stato successivamente confermato da Katsova e Scherbakov (1998)<ref name=Katsova>{{cita pubblicazione|titolo=The activity of the F9 giant and processes in the Capella binary system|autore=M. M. Katsova, A. G. Scherbakov|anno=1998|rivista=Astronomy Reports |volume=42|numero=4 |pp=485-493|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998ARep...42..485K |accesso=12 febbraio 2013}}</ref> e da Strassmeier e colleghi (2001) analizzando le linee [[H-alfa|Hα]] e Hβ dell'[[idrogeno]]<ref name=Strassmeier1>{{cita pubblicazione|titolo=On the rotation period of Capella|autore=K. G. Strassmeier, P. Reegen, T. Granzer |anno=2001| rivista=Astronomische Nachrichten |volume=322|numero=2|pp=115-124|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001AN....322..115S |accesso=12 febbraio 2013}}</ref>. Il periodo di rotazione individuato è molto vicino al [[periodo di rivoluzione]] della stella intorno al centro di massa del sistema, e quindi ciò fa supporre che i due periodi siano [[rotazione sincrona|sincroni]]. Ipotizzando pertanto che la stella ruoti in 104 giorni e che il suo asse di rotazione sia perpendicolare al piano orbitale, il valore di {{TA|sin''i'' × ''v''}} previsto è {{TA|3,92 ± 0,19 km/s}}, in discreto accordo con alcune delle misurazioni effettuate.

Per quanto riguarda Capella B, Katsova e Scherbakov (1998) hanno notato che la linea dell'elio a 1&nbsp;083&nbsp;nm presentava delle variazioni ogni 8,25 giorni e hanno interpretato questo dato, analogamente a Capella A, come riconducibile al periodo di rotazione della stella<ref name=Katsova/>. Strassmeier e colleghi (2001) hanno ripetuto le loro osservazioni nella serie dell'idrogeno e hanno misurato un periodo di {{TA|8,64 ± 0,09}} giorni<ref name=Strassmeier1/>. Il valore di {{TA|sin''i'' × ''v''}} ottenuto dalla media di questi due risultati è {{TA|35,4 ± 1,5 km/s}}, in buon accordo con le misurazioni effettuate; ciò costituisce un'importante conferma del fatto che l'asse di rotazione di entrambe le stelle sia perpendicolare al piano orbitale. Inoltre, mentre la primaria presenta una rotazione sincrona col suo periodo di rivoluzione, il periodo di rotazione della secondaria è un dodicesimo di quello di rivoluzione.

=== La coppia C-D ===
Nel 1914 R. Furuhjelm osservò che la coppia A-B aveva una debole compagna, che possedeva un [[moto proprio]] simile e che quindi probabilmente era legata a essa da vincoli gravitazionali<ref>{{cita pubblicazione|titolo=Ein schwacher Begleiter zu Capella|autore=R. Furuhjelm |anno=1914| rivista=Astronomische Nachrichten |volume=197|p=181|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1914AN....197..181F |accesso=12 febbraio 2013}}</ref>; egli stimò che la stella, di magnitudine 10,6, fosse posta a circa 12[[Primo (geometria)|']] dalla coppia AB. Nel 1936 Carl L. Stearns scoprì la natura binaria di questa debole stella<ref>{{cita pubblicazione|titolo=Note on duplicity of Capella H|autore=C. L. Stearns |anno=1936| rivista=Astronomical Journal|volume=45|p=120|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1936AJ.....45..120S |doi=10.1086/105349|accesso=12 febbraio 2013}}</ref>, confermata nel corso dello stesso anno da [[Gerard Peter Kuiper|G. P. Kuiper]]<ref>{{cita pubblicazione|titolo=Confirmation of the Duplicity of Capella H|autore=G. P. Kuiper |anno=1936| rivista=Astronomical Journal|volume=84|p=359|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1936ApJ....84Q.359K |doi=10.1086/143788|accesso=12 febbraio 2013}}</ref>. Si tratta di una coppia di [[nana rossa|stelle rosse di sequenza principale]] che si pensa siano distanti circa {{TA|10 000 UA}} dalla coppia di giganti<ref name=chl/>. Sebbene la coppia, da quando è stata osservata per la prima volta, abbia compiuto pressappoco 30° della sua orbita, Heintz (1975) ha provato a calcolarne in via preliminare i parametri: egli stima che le due stelle orbitino intorno al baricentro comune in 388 anni, che il semiasse maggiore dell'orbita sia 3,72[[Secondo (geometria)|"]] (corrispondenti a 48&nbsp;UA, cioè circa 7,2 miliardi di km), che essa non abbia eccentricità e che sia inclinata di 65,0° rispetto alla linea di vista terrestre; infine egli stima che l'[[argomento del pericentro]] sia 0°<ref name=Heintz>{{cita pubblicazione|titolo=Parallax and motions of the Capella system|autore=W. D. Heintz |anno=1975| rivista=Astrophysical Journal|volume=195|pp=411-412|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1975ApJ...195..411H |doi=10.1086/153340|accesso=12 febbraio 2013}}</ref>. Heintz ha inoltre tentato una stima della massa totale del sistema, risultata 0,78&nbsp;M<sub>☉</sub><ref name=Heintz/>. Torres e colleghi (2015) hanno proposto una soluzione alternativa dell'orbita, che avrebbe un periodo di circa 300 anni, un seminasse maggiore di 3,5" (corrispondenti a circa 45&nbsp;UA, cioè circa 6,7 miliardi di km), una eccentricità di 0,75, una inclinazione di 52° rispetto alla linea di vista terrestre e un argomento del pericentro di 88°<ref name=torres15/>.

Le componenti di questo sistema sono state chiamate Capella C e Capella D (altrove Capella H e Capella L oppure Ha e Hb).

==== Capella C ====
Heintz (1975) stima che Capella C abbia una magnitudine compresa fra 9,5 e 10 e una massa di 0,65&nbsp;M<sub>☉</sub><ref name=Heintz/>.

La pubblicazione di Leggett e colleghi (1996) raccoglie uno studio approfondito di 16 stelle rosse di sequenza principale, fra cui anche Capella C. In questo studio Capella C è assegnata alla classe spettrale M2,5<ref name=simbadb>{{cita web |url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=G+96-29&NbIdent=1&Radius=2&Radius.unit=arcmin&submit=submit+id |titolo=G 96-29 -- High proper-motion Star |sito=SIMBAD |editore=Centre de données astronomiques de Strasbourg |accesso=15 gennaio 2015 }}</ref> con una magnitudine apparente di 9,53<ref name=Leggett>{{cita pubblicazione|titolo=Infrared Spectra of Low-Mass Stars: Toward a Temperature Scale for Red Dwarfs|autore=S. K. Leggett ''et al.'' |anno=1996| rivista=Astrophysical Journal Supplement|volume=104|pp=117-143|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996ApJS..104..117L |doi=10.1086/192295|accesso=12 febbraio 2013}}</ref>. Il suo colore rosso-arancione è dovuto alla bassa temperatura superficiale, pari a {{TA|3&nbsp;700 ± 150 K}}; la bassa temperatura, associata al raggio pari a {{TA|0,54 ± 0,03}}&nbsp;R<sub>☉</sub> fanno sì che la stella abbia una luminosità circa 0,05 volte quella solare<ref name=Leggett/>. Leggett e colleghi (1996) stimano che Capella C abbia una massa di {{M|0,5|-|0,6|ul=masse solari}}, mentre Fischer e Marcy (1992) stimano una massa di {{M|0.53|ul=masse solari}}<ref name=Fischer>{{cita pubblicazione|titolo=Multiplicity among M dwarfs|autore=D. A. Fischer, G. W. Marcy |anno=1992| rivista=Astrophysical Journal|volume=396| numero=1 |pp=178-194|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1992ApJ...396..178F |doi=10.1086/171708|accesso=12 febbraio 2013}}</ref>. Infine, Torres e colleghi (2015) avanzano l'ipotesi che la stella abbia una massa pari a {{M|0.57|ul=masse solari}}<ref name=torres15/>.

==== Capella D ====
Capella D è a sua volta una stella rossa di sequenza principale, di classe spettrale M4<ref name=simbadc>{{cita web |url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=CCDM+J05168%2B4559L |titolo=
GJ 195 B -- High proper-motion Star |sito=SIMBAD |editore=Centre de données astronomiques de Strasbourg|accesso= 15 gennaio 2017 }}</ref>. Heintz (1975) ne stima una magnitudine compresa fra 12 e 12,5 e una massa di {{M|0.13|ul=masse solari}}<ref name=Heintz/>; altre pubblicazioni riportano una magnitudine apparente di 13,7<ref name=simbadc/> e una massa di {{M|0.19|ul=masse solari}}<ref name=Fischer/>. Si suppone che la sua luminosità ammonti allo 0,05% di quella solare<ref name=solstation/>. Torres e colleghi (2015) riportano una stima della massa molto superiore rispetto alle pubblicazioni precedenti: {{M|0.53|ul=masse solari}}<ref name=torres15/>.

=== Compagne visuali ===
Oltre alle stelle che compongono il sistema, si possono osservare nei suoi pressi almeno altre sei compagne visuali, che con molta probabilità non sono fisicamente legate alla coppia principale<ref>{{cita libro | cognome=Burnham | nome=Robert  | titolo=Burnham's Celestial Handbook: An Observer's Guide to the Universe Beyond the Solar System | url=https://archive.org/details/burnhamscelestia02robe | editore=Courier Dover Publications | anno=1978|pagine=264}}</ref>. Le compagne visuali sono elencate nella tabella sottostante; l'assegnazione delle lettere presuppone che le due giganti siano chiamate Capella Aa e Capella Ab, mentre le nane rosse che fisicamente fanno parte del sistema come Ha e Hb.
{|align=center
|
{| class="wikitable"
|+ Designazione della stella doppia/multipla [[Washington Double Star Catalog|WDS]] 05167+4600<ref>{{cita web |url=http://ad.usno.navy.mil/wds/Webtextfiles/wdsnewframe1.html |titolo=Entry 05167+4600 |accesso=11 febbraio 2013 |sito=[[Washington Double Star Catalog]] |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20110816042149/http://ad.usno.navy.mil/wds/Webtextfiles/wdsnewframe1.html |dataarchivio=16 agosto 2011 |urlmorto=sì }}</ref>
|- class="hintergrundfarbe8"
! width="8%" | Componente
! width="8%" | Primaria
! width="11%" | [[Ascensione retta|Ascens. retta]] '''(α)'''<br /><small>[[Epoca (astronomia)|Epoca]] [[J2000.0]]</small>
! width="11%" | [[Declinazione (astronomia)|Declinazione]] '''(δ)'''<br /><small>Epoca J2000.0</small>
! width="11%" | Epoca della separazione osservata
! width="11%" | Distanza angolare dalla primaria
! width="11%"  | Angolo rispetto alla primaria
! width="11%" | [[Magnitudine apparente|Magnitudine apparente (V)]]
! width="11%" | Database di riferimento
|-
| align="center" |B
| align="center" |A
| align="center" |{{RA|05|16|42,7}}
| align="center" |{{DEC|+46|00|55}}
| align="center" |2009
| align="center" |89,8[[secondo d'arco|<nowiki>''</nowiki>]]
| align="center" |7°
| align="center" |17,1
| align="center" |[http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=CCDM+J05168%2B4559B SIMBAD]
|-
| align="center" |C
| align="center" |A
| align="center" |{{RA|05|16|35,9}}
| align="center" |{{DEC|+46|01|12}}
| align="center" |2009
| align="center" |130,5[[secondo d'arco|<nowiki>''</nowiki>]]
| align="center" |332°
| align="center" |15,1
| align="center" |[http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=CCDM+J05168%2B4559C SIMBAD]
|-
| align="center" |D
| align="center" |A
| align="center" |{{RA|05|16|40,1}}
| align="center" |{{DEC|+45|58|07}}
| align="center" |2009
| align="center" |73,2[[secondo d'arco|<nowiki>''</nowiki>]]
| align="center" |194°
| align="center" |13,6
| align="center" |[http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=CCDM+J05168%2B4559D SIMBAD]
|-
| align="center" |E
| align="center" |A
| align="center" |{{RA|05|16|30,9}}
| align="center" |{{DEC|+46|02|28}}
| align="center" |2009
| align="center" |191,2[[secondo d'arco|<nowiki>''</nowiki>]]
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| align="center" |[http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=CCDM+J05168%2B4559E SIMBAD]
|-
| align="center" |F
| align="center" |A
| align="center" |{{RA|05|16|48,748}}
| align="center" |{{DEC|+45|58|30,84}}
| align="center" |2009
| align="center" |109,2[[secondo d'arco|<nowiki>''</nowiki>]]
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| align="center" |[http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=CCDM+J05168%2B4559F SIMBAD]
|-
| align="center" |G
| align="center" |A
| align="center" |{{RA|05|16|31,852}}
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| align="center" |2003
| align="center" |522,4[[secondo d'arco|<nowiki>''</nowiki>]]
| align="center" |349°
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| align="center" |[http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=CCDM+J05168%2B4559G SIMBAD]
|}
|}

== Altre caratteristiche ==
=== Età e stato evolutivo ===
Almeno a grandi linee lo [[evoluzione stellare|stato evolutivo]] di Capella A e Capella B è chiaro. Dopo essersi [[formazione stellare|formate]] alcune centinaia di milioni di anni fa all'interno di una [[nube molecolare]], esse hanno trascorso la loro [[sequenza principale]] come due stelle bianco-azzurre appartenenti alle ultime sottoclassi spettrali della [[stella di classe B V|classe B]] o alle prime della [[stella di classe A V|classe A]]<ref name="schaaf1"/>. Allo stato attuale, le due stelle hanno già concluso questa fase di stabilità, avendo completamente convertito l'idrogeno presente nel loro [[struttura stellare|nucleo]] in elio. Capella A, essendo più massiccia, ha avuto un'evoluzione più rapida: questo spiega alcune sue caratteristiche, come la minore temperatura superficiale rispetto alla compagna, il maggior raggio e la minore velocità di rotazione su sé stessa.

Tuttavia, al di là di questo quadro di massima, il preciso stato evolutivo delle due stelle è oggetto di discussione. Da questo punto di vista, Capella rappresenta un caso favorevole in quanto sono disponibili dati circa le abbondanze degli isotopi del [[carbonio]] e dell'[[azoto]], due elementi coinvolti nel [[Ciclo del carbonio-azoto|ciclo CNO]], il processo di [[fusione nucleare]] che ha alimentato la stella nel corso della sequenza principale. Quando una stella della massa di Capella A o B esce dalla sequenza principale, sviluppa una [[zona convettiva]] in superficie che si ispessisce man mano che la stella, lungo il suo percorso evolutivo, si avvicina al [[ramo delle giganti rosse]] del [[Diagramma Hertzsprung-Russell|diagramma H-R]]. I [[convezione|moti convettivi]] che caratterizzano questa zona rimescolano i prodotti del ciclo CNO che si trovano in profondità facendoli risalire in superficie; pertanto, le abbondanze superficiali di questi prodotti sono un indice dello spessore della zona convettiva e, di conseguenza, dello stadio evolutivo raggiunto dalla stella.

[[File:Main seq.jpg|upright=1.5|left|thumb|Posizione di Capella e di altre stelle nel diagramma H-R]]

Per quanto riguarda Capella B c'è un generale consenso circa il fatto che essa si trovi nella [[lacuna di Hertzsprung]]<ref name=Torres/>, ovvero si starebbe dirigendo, sul diagramma H-R, verso la zona del [[ramo delle giganti rosse]] e si appresterebbe ad ascendere tale ramo. Capella B avrebbe quindi esaurito l'idrogeno presente nel suo nucleo, ma non avrebbe ancora cominciato a fondere l'elio che si è accumulato al centro della stella. Il nucleo inerte di elio, non sostenuto da reazioni nucleari, sarebbe quindi in una fase di [[collasso gravitazionale|collasso]], mentre la sua temperatura sarebbe in aumento. Le reazioni nucleari starebbero comunque proseguendo all'interno di un guscio di idrogeno che sovrasta immediatamente il nucleo di elio. Mentre il nucleo della stella si sta contraendo e scaldando, i suoi strati superficiali si starebbero espandendo e raffreddando.

Per quanto riguarda Capella A, invece, la fase evolutiva in cui si trova è oggetto di discussione. Esiste una linea di pensiero secondo la quale Capella A non ha ancora raggiunto la fase di fusione dell'elio. Questa tesi è stata sostenuta mediante diverse argomentazioni: Boesgaard (1971) si basa sulle abbondanze del [[litio]], troppo elevate per una stella già in fase di fusione dell'elio<ref>{{cita pubblicazione|titolo=The Lithum Content of Capella |autore=A. M. Boesgaard  |anno=1971|rivista=Astrophysical Journal |volume=167 |pp=511-519|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1971ApJ...167..511B| doi=10.1086/151048| accesso=12 febbraio 2013}}</ref>; Bagnuolo e Hartkopf (1989) si basano invece sulla differenza di luminosità fra le due componenti, troppo piccola per poter ipotizzare che le due stelle si trovino in stadi evolutivi molto differenti<ref>{{cita pubblicazione|titolo=Binary star orbits from speckle interferometry. III - The evolution of the Capella stars |autore=W. G. Bagnuolo, W. I. Hartkopf |anno=1989|rivista=Astronomical Journal |volume=98 |pp=2275-2279|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1989AJ.....98.2275B| doi=10.1086/115297| accesso=12 febbraio 2013}}</ref>; infine un supporto a questa tesi è arrivato dalle misurazioni delle masse delle due componenti compiute da Torres e colleghi (2009): l'esigua differenza tra le masse delle due stelle depone a favore della tesi degli stati evolutivi simili. Uno dei dati più problematici da accomodare, per gli studiosi che sostengono questa linea di pensiero, è costituito dal rapporto fra le abbondanze di due [[Isotopo|isotopi]] del carbonio, il <sup>12</sup>C e il <sup>13</sup>C: questo rapporto è infatti indicativo dello stato evolutivo della stella, dato che il rimescolamento superficiale dei prodotti del ciclo CNO fa crescere la presenza <sup>13</sup>C a spese del <sup>12</sup>C sulla superficie della stella; di conseguenza, più una stella è evoluta, più il rapporto <sup>12</sup>C/<sup>13</sup>C decresce. Per quanto riguarda Capella A, Tomkin e colleghi (1976) hanno misurato un rapporto di {{TA|27 ± 4}} fra questi due isotopi<ref>{{cita pubblicazione|titolo=The <sup>12</sup>C/<sup>13</sup>C ratio in stellar atmospheres. VII. 38 giants and supergiants. |autore=J. Tomkin, R. E. Luck, D. L. Lambert |anno=1976|rivista=Astrophysical Journal |volume=210 |pp=694-701|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1976ApJ...210..694T| doi=10.1086/154876| accesso=12 febbraio 2013}}</ref>, che tuttavia risulta troppo alto rispetto a quanto suggerito dagli altri indicatori relativi al suo stato evolutivo<ref name=Torres/>: il valore atteso, se Capella A non avesse raggiunto la fase della fusione dell'elio, si aggirerebbe infatti intorno a 19<ref name=Torres/>.

Iben (1965) ha inaugurato una scuola di pensiero alternativa secondo la quale Capella A si trovi nella fase della fusione dell'elio<ref>{{cita pubblicazione|titolo=Stellar Evolution. II. The Evolution of a 3 M<sub>☉</sub> Star from the Main Sequence Through Core Helium Burning |autore=I. J. Iben |anno=1965|rivista=Astrophysical Journal |volume=142 |pp=1447-1467|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1965ApJ...142.1447I| doi=10.1086/148429| accesso=12 febbraio 2013}}</ref>; secondo tale teoria, Capella A avrebbe un nucleo attivo in cui l'elio, tramite il [[processo tre alfa]], verrebbe convertito in carbonio e [[ossigeno]]. La maggior parte degli studiosi, tra cui Barlow e colleghi (1993)<ref name=Barlow/>, Hummel e colleghi (1994)<ref name=Hummel/> e Iwamoto e Saio (1999)<ref>{{cita pubblicazione|titolo=A Comparison of Stellar Evolution with Binary Systems |autore=N. Iwamoto, H. Saio |anno=1999|rivista=The Astrophysical Journal |volume=521 |numero=1 |pp=297-301|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1999ApJ...521..297I| doi=10.1086/307518| accesso=12 febbraio 2013}}</ref>, ritiene corretta la valutazione di Iben. Tale valutazione ha ricevuto un ulteriore sostegno dalle misurazioni di Weber e Strassmeier (2011), che stimano una differenza di massa fra le due componenti maggiore rispetto alle misurazioni di Torres e colleghi (2009). Il gruppo di Torres, nel 2015, ha adottato le nuove misurazioni di Weber e Strassmeier (2011) e ha confrontato la massa, il raggio, la luminosità, la temperatura superficiale e la composizione chimica di Capella A con tre diversi modelli evolutivi. Da tale raffronto è risultato che Capella A starebbe terminando la fase di fusione dell'elio nel nucleo e che fra alcuni milioni di anni essa comincerà ad ascendere il [[ramo asintotico delle giganti]]. Essa si troverebbe quindi attualmente alla fine della fase di [[red clump]]. L'età del sistema è stimata da Torres e colleghi (2015) essere compresa fra i 590 e i 650&nbsp;milioni di anni<ref name=torres15/>.

In ogni caso, qualunque sia il loro preciso stadio evolutivo attuale, fra qualche decina di milioni di anni, Capella A e B completeranno anche la fase di gigante rossa, quindi espelleranno i propri strati esterni in una [[nebulosa planetaria]] lasciando come [[stella degenere|residuo]] i loro nuclei inerti di carbonio e ossigeno, che diventeranno due [[nana bianca|nane bianche]].

Per quanto riguarda invece Capella C e D, essendo marcatamente meno massicce delle loro compagne, avranno una evoluzione molto più lunga e sono destinate a rimanere all'interno della sequenza principale per diverse decine di miliardi di anni.

=== Composizione chimica e metallicità ===
McWilliam (1990)<ref name=McWilliam>{{cita pubblicazione|titolo=High-resolution spectroscopic survey of 671 GK giants. I - Stellar atmosphere parameters and abundances |autore=A. McWilliam |anno=1990|rivista=Astrophysical Journal Supplement Series |volume=74|pp=1075-1128|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1990ApJS...74.1075M| doi=10.1086/191527| accesso=12 febbraio 2013}}</ref> riporta una stima della [[metallicità]] di Capella, ipotizzando che sia pari a [Fe/H]&nbsp;=&nbsp;−0,37&nbsp;±&nbsp;0,22; se questo valore fosse corretto, significherebbe che la stella possiede un'abbondanza di elementi più pesanti dell'idrogeno e dell'elio pari al 42% di quella del Sole.

Tuttavia la misura di McWilliam non sarebbe molto accurata per tre motivi. In primo luogo perché con probabilità si basa sulle linee spettrali ben definite della primaria, non tenendo conto del fatto che le linee della secondaria si sovrappongono in molti punti con quelle della primaria, facendole apparire più deboli. In secondo luogo McWilliam adotta una temperatura superficiale di {{TA|5 270 K}}, ottenuta da indagini [[Fotometria (astronomia)|fotometriche]] della luce combinata delle due componenti, ma che è troppo elevata per la sola primaria. Infine l'autore utilizza i valori delle abbondanze di metalli nel Sole riportati nell'articolo di Grevesse del 1984<ref>{{cita pubblicazione|titolo=Accurate atomic data and solar photospheric spectroscopy |autore=N. Grevesse |anno=1984|rivista=Physica Scripta |volume=T8|pp=49-58|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1984PhST....8...49G| doi=10.1088/0031-8949/1984/T8/008| accesso=12 febbraio 2013}}</ref>; correggendo tali valori con quelli riportati nella pubblicazione più recente di Grevesse e Sauval (1998)<ref>{{cita pubblicazione|titolo=Standard Solar Composition |autore=N. Grevesse, A. J. Sauval |anno=1998|rivista=Space Science Reviews |volume=85|numero=1-2|pp=161-174|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1998SSRv...85..161G| doi=10.1023/A:1005161325181| accesso=12 febbraio 2013}}</ref> il valore di [Fe/H] diventerebbe {{TA|–0,20 ± 0,22}}, il che significa che Capella avrebbe un'abbondanza di metalli corrispondente a circa il 63% di quella solare.

Una misurazione più recente della metallicità di Capella si deve a Fuhrmann (2011), che riporta un valore molto di elevato di [Fe/H], pari a {{TA|+0,05 ± 0,08}}, che equivale a un'abbondanza di metalli pari al 112% di quella solare<ref name=Fuhrmann>{{cita pubblicazione |titolo=A Model Atmosphere Analysis of Alpha Aurigae A |autore=K. Fuhrmann  |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2011  |volume=742 |numero=1 |pp=id. 42|url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2011ApJ...742...42F&db_key=AST&nosetcookie=1 |doi=10.1088/0004-637X/742/1/42 |accesso=13 febbraio 2013}}</ref>.

Un altro indizio sulla composizione chimica di Capella potrebbe derivare dalla probabile appartenenza della stella alla Corrente delle Iadi<ref name=Eggen1960>{{cita pubblicazione|titolo=Stellar groups, VII. The structure of the Hyades group |autore=O. J. Eggen |anno=1960|rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=120|pp=540-562|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1960MNRAS.120..540E| accesso=12 febbraio 2013}}</ref>: infatti, essendo le stelle della Corrente nate dalla medesima [[nube molecolare]], esse dovrebbero avere metallicità simili. Tuttavia non c'è accordo fra i valori della metallicità media delle stelle della corrente riportati in letteratura. Zhao e colleghi (2009) stimano un valore di [Fe/H]&nbsp;=&nbsp;−0,09&nbsp;±&nbsp;17<ref name=Zhao>{{cita pubblicazione|titolo=A Catalog of Moving Group Candidates in the Solar Neighborhood |autore=J. Zhao, G. Zhao, Y. Chen |anno=2009|rivista=The Astrophysical Journal Letters |volume=692 |numero=2 |pp=L113-L117|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?2009ApJ...692L.113Z| doi=10.1088/0004-637X/692/2/L113| accesso=12 febbraio 2013}}</ref>, pari all'85% della metallicità solare, mentre Fuhrmann (2011) ipotizza un valore di {{TA|+0,07 ± 0,08}}, molto vicino a quello da lui misurato per Capella<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Nearby stars of the Galactic disc and halo - V |autore=K. Fuhrmann |rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |anno=2011  |volume=414 |numero=4 |pp=2893-2922 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2011MNRAS.414.2893F |doi=10.1111/j.1365-2966.2011.18476.x |accesso=13 febbraio 2013}}</ref>.

Torres e colleghi (2015) hanno studiato l'abbondanza di 22 [[elementi chimici]] nelle [[atmosfera|atmosfere]] delle due componenti principali del sistema, trovando valori vicini a quelli riscontrabili nel Sole. In particolare, l'abbondanza di [[ferro]] è risultata essere [Fe/H]&nbsp;=&nbsp;−0,04&nbsp;±&nbsp;6, cioè circa 91% di quella solare, in discreto accordo con le misurazioni di Fuhrmann (2011)<ref name=torres15/>.

=== Emissione di raggi X ===
[[File:Capella spectra.gif|thumb|upright=1.6|Lo [[Spettro elettromagnetico|spettro]] della calda corona di Capella mostra numerose [[Linea spettrale|linee di emissione]] di atomi altamente ionizzati. Lo spettro può essere interpretato come originato dalla somma delle emissioni del plasma scaldato a 3 milioni di K (blu) e di plasma scaldato a 18 milioni di K (rosso). Fonte: [[Agenzia Spaziale Europea|ESA]].]]

L'identificazione, seppur con un certo grado di incertezza, di Capella quale sorgente di [[raggi X]] risale ai primi [[anni 1960|anni sessanta]], quando, il 20 settembre 1962 e il 15 marzo 1963, furono lanciati due razzi di tipo [[Aerobee|Aerobee-Hi]] i quali rilevarono una fonte di raggi X all'[[ascensione retta]] 05<sup>h</sup> 09<sup>m</sup> e alla [[Declinazione (astronomia)|declinazione]] +46°<ref name=Fisher62>{{cita pubblicazione |autore=P.C. Fisher, A.J. Meyerott |titolo=Stellar X-Ray Emission |rivista=Astrophysical Journal |anno=1964 |volume=139 |pp=123-42 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1964ApJ...139..123F |doi=10.1086/147742 |accesso=12 febbraio 2013 }}</ref>.

L'identificazione certa dell'emissione X della stella avvenne il 5 aprile 1974<ref name=Catura>{{cita pubblicazione|titolo=Evidence for X-ray emission from Capella |autore=R. C. Catura, L. W. Acton, H. M. Johnson |anno=1975|rivista=Astrophysical Journal |volume=196 |pp=L47-L49|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1975ApJ...196L..47C| doi=10.1086/154876| accesso=12 febbraio 2013}}</ref>, quando un sensore montato su un razzo captò per 133 secondi la radiazione X proveniente da Capella con un'energia di {{TA|0,2–1,6 [[Elettronvolt|keV]]}}. La luminosità dei raggi X (''L''<sub>X</sub>) fu misurata in ~10<sup>24</sup>&nbsp;[[Watt|W]], un valore {{formatnum:10000}} volte superiore rispetto a quella solare in questa lunghezza d'onda<ref name=Catura/>. Si trattava della prima identificazione certa di una sorgente di raggi X con una stella.

I raggi X sono sicuramente originati da una [[Corona solare|corona]] che raggiunge una temperatura di parecchi milioni di gradi, tuttavia capire se i raggi X provenissero da Capella A o da Capella B o da entrambe si è rivelato particolarmente complicato. Linsky e colleghi (1998) hanno utilizzato il ''Goddard High-Resolution Spectrometer'' (GHRS) del telescopio spaziale Hubble per studiare la linea spettrale del [[Ferro|Fe]]&nbsp;{{maiuscoletto|xxi}} a 135,4&nbsp;nm (che compare quando la temperatura raggiunge i 10 milioni di K) e cercare di determinare il contributo delle due componenti di Capella al flusso di raggi X<ref name=Linsky>{{cita pubblicazione|titolo=Dissecting Capella's Corona: GHRS Spectra of the Fe XXI lambda 1354 and He II lambda 1640 Lines from Each of the Capella Stars |autore=J. L. Linsky, B. E. Wood, A. Brown, R. A. Osten |anno=1998|rivista=Astrophysical Journal |volume=492 |pp=767-777|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1998ApJ...492..767L| doi=10.1086/305075| accesso=13 febbraio 2013}}</ref>. È risultato che le due componenti contribuiscono in modo pressoché uguale al flusso a questa lunghezza d'onda, il che significa pertanto che entrambe possiedono una corona. Il [[Fisica del plasma|plasma]] della corona non presentava grandi turbolenze, motivo per il quale Linsky e colleghi hanno ipotizzato un suo confinamento [[Magnetismo|magnetico]]<ref name=Linsky/>.

Young e colleghi (2001), analizzando i dati raccolti dal [[telescopio spaziale]] [[Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer|FUSE]], e in particolare la riga spettrale del Fe&nbsp;{{maiuscoletto|xviii}} a 97,4&nbsp;nm (che compare quando la temperatura raggiunge i 6,3 milioni di K), suggeriscono che a tale lunghezza d'onda il flusso di raggi X provenga per il 75% dalla primaria<ref>{{cita pubblicazione|titolo=Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer Observations of Capella |autore=P. R. Young ''et al.'' |anno=2001|rivista=Astrophysical Journal |volume=555 |numero=2 |pp=L121-L124|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?2001ApJ...555L.121Y| doi=10.1086/322863| accesso=12 febbraio 2013}}</ref>.

Ishibashi e colleghi (2006) hanno studiato i dati inviati dal telescopio a raggi X [[Chandra X-ray Observatory|Chandra]] sulle righe di emissione del ferro, del [[silicio]], dell'[[ossigeno]] e di altri elementi, che compaiono a temperature comprese fra i 2 e i 10 milioni di kelvin. Il risultato degli studi dimostra che in questo range di temperature è la primaria a contribuire in maggior misura al flusso totale di raggi X, sebbene a temperature superiori ai 10 milioni di K diventi importante anche il contributo della secondaria<ref>{{cita pubblicazione|titolo=Chandra/HETGS Observations of the Capella System: The Primary as a Dominating X-Ray Source |autore=K. Ishibashi ''et al.'' |anno=2006|rivista=Astrophysical Journal |volume=644|numero=2 |pp=L117-L120|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?2006ApJ...644L.117I| doi=10.1086/505702| accesso=12 febbraio 2013}}</ref>.

La dominanza della primaria nel flusso dei raggi X è particolarmente interessante anche in considerazione del fatto che invece nella banda dell'ultravioletto è la secondaria a contribuire in maggior misura<ref>{{cita pubblicazione|titolo=The transition regions of Capella |autore=J. Linsky ''et al.'' |anno=1995|rivista=The Astrophysical Journal |volume=442 |numero=1 |pp=381-400|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1995ApJ...442..381L| doi=10.1086/175447| accesso=12 febbraio 2013}}</ref>.

Lo studio del flusso di raggi X, condotto sul lungo periodo (1 anno) attraverso i telescopi spaziali Chandra e [[XMM-Newton]], ne hanno messo in evidenza una relativa costanza, mostrando una variazione di circa il 3%, confermata anche dalle variazioni misurate sul breve periodo (secondi e minuti). Ciò permette di concludere che i raggi X sono originati all'interno di una corona stabile e non a partire da fenomeni violenti come i [[Brillamento|flare]]<ref name=Argiroffi>{{cita pubblicazione|titolo=On coronal structures and their variability in active stars: The case of Capella observed with Chandra/LETGS |autore=C. Argiroffi, A. Maggio, G. Peres |anno=2003|rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=404 |pp=1033-1049|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?2003A&A...404.1033A| doi=10.1051/0004-6361:20030497| accesso=12 febbraio 2013}}</ref>. Il picco di emissione della radiazione X corrisponde a una temperatura del plasma di 6-8 milioni di K, anche se un certo contributo è presente sia a temperature inferiori (particolarmente significativo quello a 2 milioni di K) sia a temperature di gran lunga maggiori (fino a 30 milioni di K)<ref name=Argiroffi/>. È stato ipotizzato che queste differenze corrispondano alle diverse temperature possedute dagli anelli di plasma magneticamente confinati che formano la corona delle due componenti principali di Capella<ref name=Argiroffi/>.

== Il cielo visto da Capella ==
Un ipotetico osservatore situato su un eventuale pianeta in orbita attorno a una delle componenti principali di Capella vedrebbe il cielo leggermente diverso da quello osservabile sulla Terra: questo perché le distanze dal sistema solare di molte delle stelle più brillanti visibili dal nostro pianeta differiscono in maniera sostanziale rispetto a quelle che le separano da Capella.

[[File:Sun from Capella.jpg|thumb|left|upright=1.5|Il cielo visto dal baricentro del sistema di Capella, nei pressi della coppia AB. Il Sole, evidenziato dalla freccine rosse, apparirebbe come una stellina di sesta magnitudine, nei pressi della coda dello Scorpione. ''[[Celestia]]''.]]

[[Sirio]] non sarebbe la stella più luminosa del cielo visto da Capella, in quanto, trovandosi a una distanza di 40 anni luce, apparirebbe di magnitudine +1,92<ref name=Celestia/>; la stella più brillante sarebbe dunque [[Canopo]], con una magnitudine di −0,55, segue [[Aldebaran]], che a 37 anni luce da Capella avrebbe una magnitudine di −0,4<ref name=Celestia/>. La terza stella più brillante sarebbe anche la seconda più vicina in assoluto al sistema di Capella, ovvero {{STL|Lambda|Aur}}, una stella [[Analogo solare|simile al Sole]] che, ad appena 4,6 anni luce, brillerebbe con una magnitudine −0,07. Anche [[Castore]], che si trova a 25 anni luce da Capella, sarebbe sensibilmente più luminosa che vista dalla Terra, e con una magnitudine di 0,07 sarebbe più brillante delle lontane [[Stella supergigante|supergiganti]] di [[Orione (costellazione)|Orione]], [[Rigel]] e [[Betelgeuse]]. [[Vega]], come Sirio, perderebbe molto della sua luminosità rispetto alla visione terrestre, in quanto la sua distanza è quasi il doppio (50 anni luce) e la sua magnitudine sarebbe +1,57<ref name=Celestia/>. Oltre una magnitudine più debole che vista dalla Terra sarebbe anche [[Arturo (astronomia)|Arturo]] (+1,10), distante 62 anni luce da Capella<ref name="Celestia">Come verificato tramite il software di simulazione spaziale [[Celestia]].</ref>.

Il [[Sole]] invece sarebbe al limite della visibilità a [[occhio nudo]]: di magnitudine +5,4, sarebbe visibile tra la [[Altare (costellazione)|costellazione dell'Altare]] e la coda dello [[Scorpione (costellazione)|Scorpione]], non lontano da [[Sargas]]<ref name=Celestia/><ref group="N" name="MV">Nota la distanza e la magnitudine assoluta, la magnitudine apparente è data dalla formula:

: <math>\begin{smallmatrix} \ m = M -5 + 5 \log_{10}d \end{smallmatrix}</math>,
dove<math>\begin{smallmatrix}\ d\end{smallmatrix}</math> è la distanza dell'oggetto espressa in parsec.</ref>.

Visto da un ipotetico pianeta attorno alla componente C del sistema di Capella, il cielo sarebbe dominato dalla coppia di giganti gialle, che a {{TA|10&nbsp;000 UA}} di distanza non sarebbero distinguibili a occhio nudo l'una dall'altra e brillerebbero di magnitudine −12,6, luminosità paragonabile a quella della [[Luna piena]] vista dalla Terra<ref group="N">La magnitudine apparente di A e B a 10&nbsp;000 UA è rispettivamente di −11,83 e −11,96 (da magnitudine e distanza): la magnitudine combinata delle due componenti può essere calcolata con la seguente formula:

: <math>\begin{smallmatrix} m_f = -log_{2,512} \left(2,512^{-m_1} + 2,512^{-m_2} \right) \!\ \end{smallmatrix}</math>
dove<math>\begin{smallmatrix}m_f\end{smallmatrix}</math> è la magnitudine combinata e <math>\begin{smallmatrix}m_1\end{smallmatrix}</math> e <math>\begin{smallmatrix}m_2\end{smallmatrix}</math> la magnitudine delle due componenti. Cfr.{{cita web|url=http://www.caglow.com/info/wtopic/mag-arith|titolo=Magnitude Arithmetic|sito=Weekly Topic|editore=Caglow|accesso=27 febbraio 2013|dataarchivio=1 febbraio 2012|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20120201203951/http://www.caglow.com/info/wtopic/mag-arith|urlmorto=sì}}</ref>.

Dalla più debole delle due nane rosse, Capella D, la maggiore delle due nane rosse, trovandosi ad appena 48&nbsp;UA, apparirebbe come un brillante astro di magnitudine di −14,2<ref group=N name=MV/>.

== Abitabilità del sistema ==
{{vedi anche|Abitabilità planetaria}}

Nell'epoca attuale, un ipotetico [[pianeta]] orbitante intorno alla coppia A-B dovrebbe trovarsi all'interno di una fascia (''[[zona abitabile]]'') distante 12,5&nbsp;UA dal [[Centro di massa|baricentro]] del sistema perché si verifichino sulla sua superficie le condizioni adatte perché l'[[acqua]] possa esistere allo stato [[liquido]]; tuttavia, quando le due stelle si trovavano nella sequenza principale, tale fascia ricadeva in una regione di spazio molto più vicina al baricentro rispetto a ora<ref name=solstation/>, dato che uscendo dalla sequenza principale le due componenti hanno aumentato in modo considerevole la loro luminosità.

Invece, come si è visto, le componenti C e D del sistema hanno davanti a loro un tempo enormemente più lungo di permanenza nella sequenza principale, e nonostante l'[[Abitabilità dei sistemi planetari delle nane rosse|abitabilità dei pianeti attorno alle nane rosse]] possa essere compromessa da diversi fattori che caratterizzano tali sistemi, quali la [[rotazione sincrona]] del pianeta e i [[Brillamento|brillamenti]] che tipicamente coinvolgono questo tipo di stelle, rimane comunque più probabile l'esistenza di un pianeta abitabile in orbita stabile attorno a una di queste due deboli stelle piuttosto che attorno a una gigante gialla. La componente C, di classe M2, ha una zona abitabile centrata attorno a 0,11&nbsp;UA dalla stella; a questa distanza un pianeta simile alla Terra completerebbe la sua orbita in circa 24,4 giorni<ref name=solstation/>. Per avere acqua liquida, un pianeta simile alla Terra orbitante intorno alla componente D dovrebbe trovarsi a 0,022&nbsp;UA dalla stella e completerebbe la sua orbita in 7,8 giorni<ref name=solstation/>.

== Significato culturale ==
=== I nomi di Capella e il loro significato ===
[[File:Capella e i capretti.jpg|thumb|upright=1.2|Capella e i suoi immediati dintorni. Capella è la stella più brillante della fotografia mentre le tre stelle luminose in basso a destra sono [[Epsilon Aurigae|ε]], [[Zeta Aurigae|ζ]] e [[Eta Aurigae|η Aurigae]]. Esse formano un [[asterismo]] di forma triangolare chiamato nei [[Paesi anglosassoni]] ''the kids''. ζ e η Aurigae, le stelle alla base del triangolo, sono soprannominate ''i capretti''.]]

Il nome ''Capella'' deriva dal [[lingua latina|latino]] con il significato di "capretta". Questo nome è riportato nella [[letteratura latina]] a partire dai primi decenni dell'[[Impero romano|età imperiale romana]], in particolare ne fanno menzione i [[poeta|poeti]] [[Marco Manilio]] e [[Publio Ovidio Nasone|Ovidio]] e lo scrittore [[Gaio Plinio Secondo|Plinio il Vecchio]]<ref name=Allen86>{{cita|Allen (1899)|p. 86}}.</ref>. Tuttavia la consuetudine di assegnare alla stella il nome di "capra" risale almeno ad [[Arato di Soli]], poeta greco [[ellenismo|ellenista]] vissuto tra il [[IV secolo a.C.|IV]] e il [[III secolo a.C.]], che nella sua opera ''Fenomeni'' designa la stella come {{polytonic|Aἴξ, Aἰγός}}, ''àix, aigòs''<ref group="N" name=Arato>Il testo greco riporta:
{{Citazione
|[...] Ma se ti sembra opportuno considerare l'Auriga e le sue stelle<br />
e se ti è giunta la fama proprio della Capra [Capella]<br />
e dei Capretti, che spesso hanno visto gli uomini<br />
rovesciarsi nell'oscurità del mare [...]
|Arato, ''[http://www.hs-augsburg.de/~harsch/graeca/Chronologia/S_ante03/Aratos/ara_ph01.html Fenomeni]'', vv. 156-159
|[...] {{polytonic|Εἰ δέ τοι Ἡνίοχόν τε καὶ ἀστέρας Ἡνιόχοιο<br />
σκέπτεσθαι δοκέοι, καὶ τοι φάτις ἤλυθεν Αἰγὸς<br />
αὐτῆς ἠδ' Ἐρίφων, οἵ τ' εἰν ἁλὶ πορφυρούσηι<br />
πολλάκις ἐσκέψαντο κεδαιομένους ἀνθρώπους}} [...]
|lingua=GRC
|lingua2=IT
}}
</ref> (si confronti col nome della stella in [[Lingua greca moderna|greco moderno]], Αίγα, ''Áiga'', del medesimo significato); tale nome è riportato anche da [[Claudio Tolomeo]], vissuto tra il [[I secolo|I]] e il [[II secolo]]<ref name=Allen87/>.

In [[Medioevo|epoca medioevale]] la stella veniva chiamata anche con il nome di ''Alhajoth'' (scritto anche come ''Alhaior'', ''Althaiot'', ''Alhaiset'', ''Alhatod'', ''Alhojet'', ''Alanac'', ''Alanat'', ''Alioc''), che è quasi certamente un [[Alterazione (linguistica)|adattamento]] del suo nome {{arabo|العيوق|al-ʿAyyūq}}<ref name=Allen85>{{cita|Allen (1899)|p. 85}}.</ref>. Questo nome non ha un significato che possa in apparenza correlarsi logicamente con la stella<ref>Edward William Lane's ''Arabic-English Lexicon.''</ref> (''al-ʿAyyūq'' significa infatti "vanitoso", "damerino") ed è quindi probabile che si possa trattare dell'[[arabizzazione]] del lemma greco {{polytonic|αἴξ}}<ref name=Allen87>{{cita|Allen (1899)|p. 87}}.</ref>.

Un altro nome arabo è <span class="arabo">ﺍﻟﺮﺍﻛﺐ</span>, ''al-Rākib'', che significa "il Conducente" o "il Viaggiatore" o "il Cavaliere". Probabilmente questo nome è stato attribuito all'astro per la sua posizione molto settentrionale nel cielo che la fa apparire sopra le altre stelle luminose, quasi le conducesse<ref name=Allen87/>, ma potrebbe anche essere giustificato dal fatto che la comparsa di Capella preannunciava il sorgere delle [[Pleiadi (astronomia)|Pleiadi]], come la guida di una [[carovana]] precedeva la sequela dei [[dromedari]] montati o da soma. A tal proposito un ulteriore nome arabo è infatti <span class="arabo">الهادي</span>, ''al-Hādī'', "la Guida", un termine col quale, già in epoca [[Jāhiliyya|preislamica]], era indicato l'apripista delle carovane. Il suo compito era quello di dare il ritmo agli animali, intonando versi poetici in [[metrica|metro]] ''rajaz''. L'insieme degli animali in fila indiana era identificato con le Pleiadi (in antichità chiamate dagli abitanti della [[penisola arabica]] "le sette sorelle"), che in passato da quella regione sorgevano quasi contemporaneamente a Capella, come ora accade per gli osservatori posti a 40° N<ref>{{cita|Schaaf (2008)|p. 153}}.</ref>.

Nella [[astronomia cinese]] tradizionale, Capella faceva parte di un asterismo chiamato 五車 ({{Zh-s|五车}} ''Wŭ chē'', "i cinque cocchi"), formato, oltre che da Capella, da [[Beta Aurigae|β]], [[Iota Aurigae|ι]] e [[Theta Aurigae|θ Aurigae]], nonché da {{STL|Beta|Tau}}<ref>{{cita web |url=http://aeea.nmns.edu.tw/2006/0607/ap060713.html |lingua=zh |titolo=AEEA 天文教育資訊網, Activities of Exhibition and Education in Astronomy |editore=National Museum of Natural Science, Taiwan |accesso=13 febbraio 2013 |dataarchivio=16 luglio 2011 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20110716123228/http://aeea.nmns.edu.tw/2006/0607/ap060713.html |urlmorto=sì }}</ref><ref>{{cita libro | cognome=Kelley | nome=David H. |coautori=E. F. Milone, Anthony F. Aveni | titolo=Exploring Ancient Skies: An Encyclopedic Survey of Archaeoastronomy | url=https://archive.org/details/exploringancient00kell_799 | editore=Springer Verlag | città=New York | anno=2005 |isbn=0-387-95310-8 |p=[https://archive.org/details/exploringancient00kell_799/page/n335 322] }}</ref>. Poiché Capella era la seconda stella dell'asterismo, era chiamata 五車二 ({{Zh-s|五车二}} ''Wŭ chē èr'') che significa "secondo dei cinque cocchi"<ref>{{cita web|url=https://www.lcsd.gov.hk/CE/Museum/Space/Research/StarName/c_research_chinengstars_c_d.htm|lingua=zh|titolo=香港太空館 - 研究資源 - 亮星中英對照表|accesso=13 febbraio 2013|editore=Hong Kong Space Museum|urlmorto=sì|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20090929163750/http://www.lcsd.gov.hk/CE/Museum/Space/Research/StarName/c_research_chinengstars_c_d.htm|dataarchivio=29 settembre 2009}}</ref>. La relazione fra il cocchio cinese e l'Auriga occidentale è singolare, ma forse casuale perché probabilmente il nome cinese fa riferimento al cocchio dei [[Tre Augusti e Cinque Imperatori|Cinque Imperatori]]<ref name=Allen87/>.

Capella viene chiamata ''Colca'' in [[Lingue quechua|quechua]]<ref name=allen88>{{cita|Allen (1899)|p. 88}}.</ref> e ''Hoku-lei'' in [[Lingua hawaiiana|hawaiiano]], che significa "stella-ghirlanda"<ref>{{cita libro | cognome=Brosch | nome=Noah  | titolo=Sirius Matters | url=https://archive.org/details/siriusmatters0000bros | editore=Springer | città=Tel Aviv | anno=2008|pagine=46}}</ref>. Presso i [[beduini]] del [[Negev]] e del [[Penisola del Sinai|Sinai]] Capella è nominata ''al-ʿAyyūq al-Thurayyā'', cioè "Capella delle Pleiadi", dato il ruolo da essa giocato nell'individuazione di questo [[ammasso aperto|ammasso]] di stelle<ref>{{cita pubblicazione|titolo=Bedouin Star-Lore in Sinai and the Negev|autore=C. Bailey |anno=1974|rivista=Bulletin of the School of Oriental and African Studies|volume=37|numero=3 |pp=580-596|url=https://www.jstor.org/stable/613801| accesso=12 febbraio 2013}}</ref>, posto nella vicina [[Toro (costellazione)|costellazione del Toro]].

=== Mitologia ===
Data la sua grande luminosità, Capella ha attirato l'attenzione su di sé fin dai tempi più remoti. Risale probabilmente ai [[Babilonesi]] la rappresentazione della costellazione dell'Auriga come un cocchiere con una capra sulle spalle<ref name=Allen84>{{cita|Allen (1899)|p. 84}}.</ref>; ciò costituisce una prova che molte delle costellazioni riconosciute nella [[Grecia classica]] hanno un'origine [[Mesopotamia|mesopotamica]]. All'interno di questa costellazione, Capella ha avuto un ruolo preminente: era per gli [[Impero accadico|accadici]] ''Dil‑gan I‑ku'', la "Messaggera della Luce", o ''Dil‑gan Babili'', la "stella Patrona di Babilonia"<ref name=Allen84/>; presso gli [[Assiria|Assiri]] era invece conosciuta come ''I‑ku'', "la Conducente". Questi titoli derivavano dal fatto che in ambito babilonese l'inizio dell'anno veniva calcolato sulla base della posizione di Capella in relazione a quella della [[Luna]] il giorno dell'[[equinozio]] [[primavera|primaverile]]. Poiché, a causa della [[precessione degli equinozi]], prima del 1730 a.C. la primavera cominciava quando il Sole entrava nella costellazione del Toro, Capella era chiamata anche la "stella di [[Marduk|Mardūk]]", essendo questa divinità associata al toro a causa della sua grande potenza<ref name=allen88/>. In particolare l'associazione con Mardūk in quanto dio delle tempeste, riscontrata in varie iscrizioni in [[Scrittura cuneiforme|cuneiforme]], è un altro carattere che accomuna la mitologia babilonese a quelle [[mitologia greca|greca]] e [[mitologia romana|romana]], che associarono la stella a [[Zeus]]-[[Giove (mitologia)|Giove]]. Ad esempio, Arato nei ''Fenomeni'' la associa alle tempeste marine<ref group="N" name=Arato/>, come anche Manilio, Ovidio e Plinio il Vecchio, i quali ripresero il poeta ellenista<ref name=allen88/>.

[[File:Amalthea Julien Louvre CC230.jpg|thumb|left|upright|[[Pierre Julien]], ''Amaltea e la capra di Giove''. [[Parigi]], [[museo del Louvre]]]]

Gli [[Antico Egitto|antichi Egizi]] probabilmente la identificavano con il dio [[Ptah]]: si suppone che essa venisse osservata mentre tramontava da un tempio dedicato a questo dio nel 1700 a.C. a [[Karnak]], presso [[Tebe (Egitto)|Tebe]]<ref name=allen88/>. In uno [[zodiaco]] rinvenuto a [[Dendera]] Capella è raffigurata come un gatto [[Mummia|mummificato]] con una figura maschile coronata con piume nella mano aperta<ref name=allen88/>.

Nella [[mitologia indù]], Capella rappresentava il ''Brahma Ridaya'', cioè il cuore di [[Brahmā]], il dio creatore dell'[[induismo]]. La stella chiamata nel [[Ṛgveda]] ''Āryaman'' o ''Airyaman'' potrebbe essere proprio Capella o [[Arturo (astronomia)|Arturo]]<ref name=allen88/>.

Già in Arato Capella è stata identificata con [[Amaltea (mitologia)|Amaltea]], la capra che allattò Zeus sul [[monte Ida (Grecia)|monte Ida]] a [[Creta (Grecia)|Creta]]<ref group="N">Il testo greco riporta:
{{Citazione|[...] ma sulla sua spalla sinistra si distende<br />
la Capra sacra, che, come leggenda vuole, ha dato il seno a Zeus.<br />
I sacerdoti di Zeus la chiamano Capra Olenia. [...]|Arato, ''Fenomeni'', vv. 162-164|[...] {{polytonic|σκαιῶι δ' ἐπελήλαται ὤμωι<br />
Αἲξ ἱερή, τὴν μέν τε λόγος Διὶ μαζὸν ἐπισχεῖν·<br />
Ὠλενίην δέ μιν Αἶγα Διὸς καλέουσ' ὑποφῆται.}} [...]|lingua=GRC|lingua2=IT}}
Capella è qui chiamata ''Capra Olenia'', in riferimento al mito di [[Oleno (figlio di Efesto)|Oleno]], figlio di [[Efesto]] e di Aglae e padre delle ninfe Amaltea, [[Elice (ninfa)|Elice]] ed Ege; Arato nei ''Fenomeni'' identifica però Amaltea non con la ninfa ma con la capra stessa che allattò Zeus.</ref>. Zeus era stato lì nascosto dalla madre [[Rea (mitologia)|Rea]] per sfuggire al padre [[Crono]], il quale divorava tutti i suoi figli neonati per evitare di essere spodestato da uno di loro, come aveva predetto un oracolo. Diventato re degli dei, Zeus, per ringraziare Amaltea, diede un potere alle sue corna: il possessore avrebbe potuto ottenere tutto ciò che desiderasse; da qui la leggenda del [[cornucopia|corno dell'abbondanza]], o ''cornu copiae'', detto anche ''Corno di Amaltea''. Alla morte della capra, Zeus la pose, insieme ai suoi capretti, tra gli astri del cielo: essa divenne così Capella, mentre i due suoi capretti divennero ζ e η Aurigae, ''i capretti''<ref name=allen88/>. Secondo un'altra versione del [[mito]], Amaltea era una [[Ninfa (mitologia)|ninfa]] che allattò il dio bambino con latte di capra, assieme a sua sorella [[Melissa (mitologia)|Melissa]], che invece lo nutrì con miele. In un'ulteriore versione, Amaltea e Melissa sono sostituite da [[Adrastea (mitologia)|Adrastea]] e da [[Ida (mitologia)|Ida]], figlie del re di Creta [[Melisseo]]<ref name=allen88/>. Capella è stata a volte identificata anche con una delle corna della capra che allattava Zeus fanciullo, rotta dal dio mentre giocava con lei e trasferita in cielo come Cornucopia<ref name=allen88/>.

In [[astrologia]], si crede che Capella porti ricchezza e onori civili e militari<ref name=allen88/>. Nel Medioevo Capella è una delle 15 [[stelle fisse beheniane]], associata allo [[Zaffiro (minerale)|zaffiro]] quale pietra preziosa, e alla [[Mentha|menta]], alla [[mandragora]] e al [[Thymus|timo]] quale pianta. [[Agrippa von Nettesheim]] riporta il suo segno [[Cabala (esoterismo)|cabalistico]] [[File:Agrippa1531 Hircus.png]] e il nome di ''Hircus'' (termine latino per ''capra'')<ref>{{cita libro | cognome=Agrippa | nome=Heinrich Cornelius | titolo=The Philosophy of Natural Magic | editore=Forgotten Books | anno=2008|lingua=inglese|pagine=85 |isbn=1-60680-260-7}}</ref><ref>{{cita libro | cognome=Agrippa  | nome=Henricus Cornelius ab Nettesheym | titolo=De occulta philosophia | editore= Akademische Druck-u. Verlagsanstalt | città=Graz | anno=1967|lingua=latino |pagine=49, 209, 447 |isbn=978-3-201-00210-3}}</ref>.

=== Nella finzione ===
{{vedi anche|Stelle e sistemi planetari nella fantascienza}}
Data la sua luminosità, Capella è sfruttata come ambientazione in varie opere di [[fantascienza]]. Tra i vari romanzi, ''Gli esiliati di Capella'' (''Os Exilados da Capela'', 1949), dello spiritualista [[Brasile|brasiliano]] [[Edgard Armond]], in cui alcuni nativi di un pianeta orbitante intorno a Capella, a causa di una loro caduta morale, rinascono sulla Terra in un'epoca [[Preistoria|preistorica]] e aiutano gli uomini a [[Evoluzione umana|evolversi]]; in seguito al loro aiuto nascono le prime civiltà, reali o mitiche, come quella [[Antico Egitto|egiziana]], [[Storia della Cina|cinese]], [[Storia dell'India#L'antichità|indiana]] e quella di [[Atlantide]]<ref>{{cita libro | cognome=Armond | nome=Edgard  | titolo=Gli esiliati di Capella | editore=Nazareno Edizioni | città=Santo André (Brasile) | anno=1999 |url=http://it.scribd.com/doc/38743369/Gli-Esiliati-Di-Capella |accesso=8 luglio 2013 }}</ref>. Un altro romanzo è ''[[Fanteria dello spazio]]'' (''Starship Troopers'', 1960) di [[Robert A. Heinlein]], nel quale la distanza tra il Sole e Capella è usata per illustrare la velocità cui viaggiano le navi interstellari<ref>{{Cita libro |autore= Robert Heinlein |titolo= Fanteria dello spazio |traduttore= Hilja Brinis |anno= 2004 |editore= Arnoldo Mondadori Editore |edizione= collana [[Urania Collezione]] n° 17 |p= 356 |id= ISSN 1721-6427 }}</ref>. Nel romanzo breve di [[James Tiptree Jr.]] ''Torna a casa, mamma'' (1968) alcuni alieni provenienti da Capella sbarcano sulla Terra; fra gli alieni i ruoli sessuali sono rovesciati: le donne sono molto più alte degli uomini e li usano come schiavi e oggetti sessuali<ref>{{cita libro | autore-capitolo-cognome=Tiptree | autore-capitolo-nome=James Jr. | titolo=Aliene, amazzoni, astronaute  | editore=Mondadori | città=Milano | anno=1990 |capitolo=Torna a casa, mamma |pagine=134-162|isbn=88-04-33438-X }}</ref>. In ''[[Crociata spaziale (Jack Vance)|Crociata spaziale]]'' (''Emphyrio'', 1969), un libro di [[Jack Vance]], parte dell'azione si svolge su ''Capella V'' o ''Maastricht'', dove il protagonista Ghyl Tarvoke è abbandonato in una regione remota da pirati spaziali; il cielo di Maastricht è di un azzurro intenso e soffice e Capella appare nel cielo come circondata da una zona di pallido chiarore<ref>{{cita libro | cognome=Vance  | nome=Jack  | titolo=Crociata spaziale | editore=Longanesi | città=Milano | anno=1978 }}</ref>. ''Crociata spaziale'' è uno dei tre libri in cui Jack Vance si impegna maggiormente nella costruzione di un pianeta immaginario<ref>{{cita libro|titolo=The Encyclopedia of Science Fiction |url=https://archive.org/details/encyclopediaofsc00ies1 |cognome=Clute |nome=John |coautori=Peter Nicholls |anno=1993 |editore=St. Martin's Press |città=New York |pagine=1265 |isbn=0-312-13486-X }}</ref>. Inoltre il libro dello scrittore [[James Gunn (scrittore)|James Gunn]] ''[[Progetto Stelle]]'' (''The Listeners'', 1972) ha come tema principale un messaggio radio ricevuto da Capella<ref>{{cita libro | cognome=Gunn  | nome=James  | titolo=Progetto Stelle | editore=Armenia Editore | città=Milano | anno=1978 }}</ref>. Il romanzo "Oltre Capella" (''Beyond Capella'', 1970) di John Rackam (pseudonimo usato dallo scrittore britannico John T. Phillifent) è stato pubblicato da Mondadori nella collana [[Urania (collana)|Urania]] al n. 574, uscito il 05/09/1971. Nel romanzo ''[[Il diario segreto di Phileas Fogg]]'' dello scrittore [[Philip José Farmer]], pubblicato nel 1973 e ispirato a una lettura alternativa degli eventi di ''[[Il giro del mondo in 80 giorni]]'' di [[Jules Verne]], Capella è il luogo d'origine di una delle due razze aliene che si combattono sulla Terra in uno scontro mortale; l'altra proviene dalla costellazione dell'[[Eridano (costellazione)|Eridano]] e a quest'ultima appartiene il protagonista Phileas Fogg.<ref>{{cita web |lingua=en |url=http://pjfarmer.com/books.htm |titolo=The Official Philip José Farmer Home Page - Books |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20060621033322/http://pjfarmer.com/books.htm#inside ||urlmorto=sì}}</ref><ref>{{cita web |lingua=en |url=http://www.pjfarmer.com/secret/aliens/capellean-eridanean-revised.htm |titolo=Aliens Among US! Capelleans and Eridaneans |autore=Dennis E. Power |accesso=21 novembre 2022}}</ref>

[[File:USS Capella (AK-13).jpg|thumb|La nave USS Capella (AK-13) tra il 1922 e il 1924]]

Capella è menzionata anche nella [[Star Trek (serie televisiva)|serie televisiva originale di ''Star Trek'']], nel [[Episodi di Star Trek (serie televisiva) (seconda stagione)|terzo episodio della seconda stagione]] intitolato ''Una prigione per Kirk e Co.'' (1967), dove l'azione è ambientata sul pianeta ''Capella IV''<ref>{{cita libro|curatore=J. P. Telotte | autore-capitolo-cognome=Keith | autore-capitolo-nome=Booker |capitolo=The Politics of "Star Trek" | titolo=The Essential Science Fiction Television Reader | editore=The University Press of Kentucky | città=Lexington | anno=2008 |url=http://books.google.it/books?id=cFQicvXd5bwC&pg=PA202&dq=%22Capella%22+science+fiction&hl=it&sa=X&ei=CkzZUeyvF4XD4APpsoCYCA&ved=0CEgQ6AEwAw#v=onepage&q=%22Capella%22%20science%20fiction&f=false |accesso=8 luglio 2013 }}</ref>. Non mancano riferimenti anche nell'[[Universo Marvel]] (1968), in particolare per quanto riguarda gli alieni [[Badoon]], che vivono in due pianeti orbitanti attorno a Capella. Questa razza è degna di nota in quanto nella sua storia è andata incontro a uno ''scisma di genere'' in due società separate, per cui gli individui di sesso maschile, che vanno a formare la ''fratellanza di Badoon'', vivono nel pianeta ''Moord''<ref name=ohmu2>''Manuale ufficiale dell'Universo Marvel'' #2, 1983.</ref>, mentre le femmine, organizzate in una ''sorellanza'', vivono su ''Lotiara''<ref name=def8>[[Steve Gerber]]. ''[[Difensori (fumetto)|Difensori]]'' v1 #28, ottobre 1975.</ref> (Capella II<ref name=ohmu2/>).

Capella compare anche nel [[media franchise]] ''[[BattleTech]]'' e in alcuni [[Videogioco|videogiochi]] quali ''[[Frontier: Elite II]]'' (1993), ''[[Escape Velocity]]'' (1996) e ''[[Descent: Freespace 2]]'' (1999).

Nel ''manga'' [[I cavalieri dello zodiaco|Saint Seiya]] c'è un personaggio dal nome [[Cavalieri d'argento#Capella di Auriga|Capella]], un [[Cavalieri d'argento|silver saint]] appartenente alla costellazione dell'Auriga; questi utilizza come arma due dischi formati dalle ruote del carro (che compone il totem dell'armatura, ovvero la forma ispirata alla costellazione di riferimento).

=== Eponimia ===
Il nome della stella è stato utilizzato:
* Per due navi della [[United States Navy|marina militare degli Stati Uniti]]: [[USS Capella (AK-13)]] e [[SS Capella (T-AKR-293)]].
* Per la [[Mazda Capella]], un'automobile prodotta dalla [[Case automobilistiche|casa automobilistica]] [[Mazda]].

== Note ==
;Note al testo
<references group="N"/>
;Fonti
<references/>

== Bibliografia ==
=== Testi generici ===
* {{cita libro | autore= E. O. Kendall | anno=1845 | titolo=Uranography: Or, A Description of the Heavens; Designed for Academics and Schools; Accompanied by an Atlas of the Heavens | editore=Oxford University Press | città=Philadelphia | lingua=en }}
* {{cita libro | nome = John | cognome = Gribbin| coautori=Mary Gribbin | anno=2001 | titolo=Stardust: Supernovae and Life—The Cosmic Connection | url = https://archive.org/details/stardustsupernov0000john | editore=[[Università di Yale|Yale University]] Press | isbn=0-300-09097-8| lingua=en}}
* {{cita libro | cognome= AA.VV | titolo= L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia| editore= De Agostini| città= Novara | anno= 2002}}
* {{cita libro | cognome= Gribbin| nome= J. | titolo= Enciclopedia di astronomia e cosmologia| url= https://archive.org/details/enciclopediadias0000unse| editore= Garzanti| città= Milano | anno= 2005| isbn= 88-11-50517-8}}
* {{cita libro | cognome= Lindstrom| nome= J. | titolo= Stelle, galassie e misteri cosmici| editore= Editoriale Scienza| città= Trieste | anno= 2006 | isbn= 88-7307-326-3}}
* {{cita libro | cognome= Owen| nome= W. |etal=si| titolo= Atlante illustrato dell'Universo| editore= Il Viaggiatore| città= Milano | anno= 2006| isbn= 88-365-3679-4}}

=== Sulle stelle ===
* {{cita libro | cognome=Allen | nome=Richard Hinckley | titolo=Star-names and Their Meanings | editore=G. E. Stechert | città=New York | anno=1899 |url=http://penelope.uchicago.edu/Thayer/E/Gazetteer/Topics/astronomy/_Texts/secondary/ALLSTA/home.html|pagine=pagine 485 |accesso=13 febbraio 2013 |cid=Allen (1899) |lingua=en }}
* {{cita libro| autore= Martin Schwarzschild | titolo= Structure and Evolution of the Stars | url= https://archive.org/details/structureevoluti0000mart | editore= Princeton University Press | anno=1958 | isbn=0-691-08044-5 | lingua=en }}
* {{Cita libro|titolo=The Friendly Stars: How to Locate and Identify Them| autore= Martha Evans Martin; Donald Howard Menzel| editore=Courier Dover Publications| città= Dover| anno= 1964 |pagine= pagine 147|isbn=0-486-21099-5|cid=Friendly|lingua=en}}
* {{cita libro | autore= R. J. Tayler | anno=1994 | titolo=The Stars: Their Structure and Evolution | url= https://archive.org/details/starstheirstruct0000tayl_q0z3 | editore=Cambridge University Press | pagine=16 | isbn=0-521-45885-4 }}
* {{Cita libro|titolo=Observing Variable Stars| autore= David H. Levy; Janet A. Mattei| editore=Cambridge University Press| città= Cambridge| anno= 1998| ed= 2|pagine= pagine 198|isbn=0-521-62755-9|cid=Observing|lingua=en}}
* {{cita libro | nome = Cliff | cognome = Pickover| anno =2001 |titolo=The Stars of Heaven | url = https://archive.org/details/starsofheaven00pick | città= Oxford| editore=Oxford University Press | isbn=0-19-514874-6| lingua=en}}
* {{cita libro | cognome= De Blasi| nome= A. | titolo= Le stelle: nascita, evoluzione e morte| editore= CLUEB| città= Bologna| anno= 2002| isbn= 88-491-1832-5}}
* {{cita libro | cognome= Abbondi| nome= C. | titolo= Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle| editore= Sandit| anno= 2007| isbn= 88-89150-32-7}}
* {{Cita libro|titolo=The Brightest Stars: Discovering the Universe through the Sky's Most Brilliant Stars|url=https://archive.org/details/brighteststarsdi0000scha| autore=Fred Schaaf| editore=John Wiley & Sons, Incorporated| città=Hoboken, New Jersey | anno= 2008|pagine= pagine 288|isbn=978-0-471-70410-2|cid=Schaaf (2008)|lingua=en}}

=== Carte celesti ===
* {{cita libro | cognome= Tirion, Rappaport, Lovi | titolo=Uranometria 2000.0 — Volume I – The Northern Hemisphere to −6°| url= https://archive.org/details/uranometria200000001tiri | editore=Willmann-Bell, inc.| città=Richmond, Virginia, USA | anno=1987 | isbn=0-943396-14-X}}
* {{cita libro | cognome= Tirion, Sinnott| titolo=Sky Atlas 2000.0 | ed=2 | editore= Cambridge University Press | città= Cambridge, USA| anno= 1998| isbn=0-933346-90-5}}
* {{cita libro | cognome= Tirion| titolo=The Cambridge Star Atlas 2000.0 | url= https://archive.org/details/cambridgestaratl00wilt| ed=3 | editore= Cambridge University Press | città= Cambridge, USA| anno= 2001| isbn=0-521-80084-6}}

== Voci correlate ==
=== Voci generiche ===
* [[Stella]]
* [[Stella gigante]]

=== Posizione ===
* [[Costellazione dell'Auriga]]
* [[Bolla Locale]]
* [[Braccio di Orione]]
* [[Via Lattea]]
* [[Gruppo Locale]]
* [[Superammasso della Vergine]]

=== Liste ===
* [[Lista di stelle]]
* [[Stelle storicamente più luminose]]
* [[Stelle più brillanti del cielo notturno osservabile]]

== Altri progetti ==
{{interprogetto}}

== Collegamenti esterni ==
* {{cita web |url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=alpha+aur&submit=SIMBAD+search |titolo=Capella -- Double or multiple star |accesso= 16 febbraio 2013 |sito=[[SIMBAD]] |editore=[[Centre de données astronomiques de Strasbourg]] |lingua=en }}
* {{cita web |url=http://www.solstation.com/stars2/capella4.htm |titolo=Capella4 |editore=SolStation |accesso= 16 febbraio 2013 |lingua=en }}
* {{cita web |url=http://stars.astro.illinois.edu/sow/capella.html |titolo=Capella |autore=Jim Kaler |sito=Stars |editore=University of Illinois |accesso= 16 febbraio 2013 |lingua=en }}
* {{cita web |url=http://astropixels.com/stars/Capella-01.html |titolo=Fotografia di Capella |editore=AstroPixels.com |data=31 gennaio 2012 |accesso= 16 febbraio 2013 |lingua=en }}

{{Stelle più luminose}}
{{Portale|stelle}}

{{vetrina|29|luglio|2013|Wikipedia:Vetrina/Segnalazioni/Capella (astronomia)|arg=astronomia}}

[[Categoria:Giganti gialle]]
[[Categoria:Stelle quadruple]]
[[Categoria:Stelle della costellazione dell'Auriga]]
[[Categoria:Stelle di classe spettrale G]]
[[Categoria:Stelle di classe spettrale M]]
[[Categoria:Variabili RS Canum Venaticorum]]
[[Categoria:Nane rosse]]
[[Categoria:Sorgenti di raggi X]]