Epsilon Aurigae

Epsilon Aurigae ( ε Aur / ε Aurigae) este o stea din constelația Auriga . Are mai multe denumiri istorice:

• Almaaz (Almaaz), Maaz (Maaz), Al Maz (Al-Ma'z) probabil din arabă „capră” sau „ied”, întrucât în ​​antichitate făcea parte din catasterismul Capră cu capre [7] .
• Al Anz  - etimologia acestei variante este necunoscută, dar este dată de Qazvini [8] .

Scurtă descriere

Epsilon Aurigae este o eclipsă binară constând dintr-o stea veche strălucitoare ( o supergigantă F0 ) și un însoțitor invizibil considerat în prezent a fi o stea de clasă B. Epsilon Aurigae scade în luminozitate de la +2,92 m la fiecare 27 de ani până la +3,83 m magnitudine [9] ] . Această întunecare durează 640-730 de zile [10] . Pe lângă această variabilitate de eclipsare, sistemul are și o ușoară pulsație cu o perioadă de aproximativ 66 de zile [11] . Sistemul se află la o distanță de aproximativ 2.000 de ani lumină de Pământ .

Însoțitorul pitic Epsilon Aurigae a fost întotdeauna în centrul dezbaterilor aprinse, deoarece emite surprinzător de puțină lumină pentru un obiect de dimensiunea sa [11] . Începând cu 2008 (înainte de observațiile Spitzer din 2009), cel mai acceptat model pentru un însoțitor a fost un sistem binar înconjurat de un disc de praf masiv, opac . Din teoriile conform cărora obiectul este o stea mare translucidă sau o gaură neagră , oamenii de știință au abandonat.

Istoricul observațiilor

În ciuda faptului că steaua este vizibilă cu ochiul liber, variabilitatea ei a fost observată abia în 1821 de Johann Fritsch. Primele observații regulate, care au durat între 1842 și 1848, au fost efectuate de matematicianul german Eduard Heis și de astronomul prusac Friedrich Wilhelm Argelander . Datele lui Hayes și Argelander au arătat că steaua devenise semnificativ mai slabă până în 1847. Epsilon Aurigae a revenit la „normal” în luna septembrie a anului următor [11] . De atunci au fost colectate mai multe date. Observațiile au arătat că Al Anz, împreună cu schimbările de luminozitate pe o perioadă lungă, prezintă și schimbări pe termen scurt ale luminozității [11] . Eclipsele mai recente au avut loc între 1874 și 1875, iar apoi aproape treizeci de ani mai târziu, între 1901 și 1902 [11] .

Hans Ludendorff , care a observat și Epsilon Aurigae, a fost primul care a făcut un studiu detaliat al stelei. În 1904, a publicat un articol în Astronomische Nachrichten intitulat Untersuchungen über den Lichtwechsel von ε Aurigae ( Investigations of small variations in the brightness of ε Aurigae ), unde a propus că steaua este o variabilă de eclipsare de tip Algol și este formată din două componente. [11] .

Observațiile lui Epsilon Aurigae sunt dedicate Anului Internațional al Astronomiei și sunt efectuate din 2009 până în 2011, adică trei ani în care are loc eclipsa [12] .

Observații Spitzer, 2009

În ianuarie 2010, la o întâlnire a Societății Americane de Astronomie , Donald Hoard, purtător de cuvânt al Centrului de control al telescopului Spitzer al NASA de la Institutul de Tehnologie din California din Pasadena  , a raportat că observațiile de la telescopul spațial arată că sistemul Epsilon Aurigae constă din o stea mică pe moarte, cu o masă relativ mică (mult mai mică decât o stea tipică de tip spectral F), eclipsată periodic de o stea de clasa B înconjurată de un disc de praf . Acest rezultat a fost obținut prin fotografierea la expuneri în milisecunde în loc de expuneri directe lungi (sute de secunde). Acest lucru se face pentru a reduce sensibilitatea telescopului și pentru a preveni ca steaua să „ilumineze” matricea CCD . Prelucrarea ulterioară a informațiilor a arătat prezența în discul circumstelar a particulelor care sunt mai asemănătoare ca dimensiune cu pietrișul decât cu praful. [13]

Componentele sistemului și variabilitatea

Sistemul Epsilon Aurigae este în prezent studiat intens cu ajutorul observațiilor din cadrul programelor Spitzer și Citizen Sky și, prin urmare, compoziția sistemului stelar și caracteristicile sale sunt în mod constant perfecționate.

Anterior se credea că perechea este formată dintr-o supergiant de tip spectral F și o componentă masivă, de eclipsă slabă, a cărei natură exactă nu era cunoscută. În 1985, a fost propus un model care ar putea fi un disc de praf care ar putea înconjura o singură stea sau un al doilea sistem binar [11] . Aceste două componente se eclipsează reciproc la fiecare 27,1 ani, iar fiecare eclipsă durează aproximativ doi ani [14] . În jurul mijlocului eclipsei, sistemul își crește ușor luminozitatea. Aceasta indică prezența unei găuri în centrul discului de eclipsare. Supergigantul este înconjurat de un disc de praf la o distanță de aproape treizeci de UA . e. , care corespunde distanței de la planeta Neptun la Soare . [15] .

Componentă vizibilă

Componenta vizibilă, Epsilon Aurigae A , este o supergigantă pulsatorie semiregulată de tip spectral F0 [11] . Are o dimensiune de 100-200 de raze solare și este de 40.000 - 60.000 de ori mai strălucitoare decât Soarele . Dacă o astfel de stea ar fi în locul Soarelui , l-ar înghiți pe Mercur și, eventual, pe Venus . Stelele din clasa F sunt albe și prezintă linii puternice de absorbție a calciului ionizat și linii slabe de absorbție a hidrogenului . Stelele de clasa F sunt mai fierbinți decât stelele precum Soarele (care este o stea de clasa G) [16] . Reprezentanții tipici ai clasei F sunt Procyon [17] , cea mai strălucitoare stea din constelația Canis Minor , și Canopus , a doua cea mai strălucitoare stea de pe cerul nopții și cea mai strălucitoare din constelația Carina [18] .

O componentă de eclipsare

Componenta de eclipsă emite o cantitate neglijabilă de lumină și este invizibilă cu ochiul liber (este necesar un telescop pentru a căuta ). Cu toate acestea, în centrul obiectului a fost găsită o zonă fierbinte. Forma exactă a componentei de eclipsă nu este cunoscută. Ipoteze privind natura acestui al doilea obiect au fost propuse în lucrările citate în [11] . Trei dintre ele au atras o atenție deosebită din partea comunității științifice.

Prima ipoteză a fost înaintată în 1937 de astronomii Gerard Kuiper , Otto Struve și Bengt Strömgren , care au propus că Epsilon Aurigae este un sistem binar care conține o supergigantă F2 și o stea „translucidă” extrem de rece care îl eclipsează complet pe însoțitorul său. Cu toate acestea, steaua care se eclipsează ar împrăștia lumina emisă de însoțitor și ar duce la scăderea observată a luminozității. Lumina împrăștiată ar fi detectată pe Pământ ca o stea vizibilă cu ochiul liber, deși această lumină ar fi atenuată semnificativ [11] . Iată cum a fost descrisă această ipoteză în 1986 în cartea lui F. Yu. Siegel „Treasures of the Starry Sky”:

O analiză amănunțită a spectrului și curbei luminii a lui ε Aurigae, efectuată în 1937 de celebrii astrofizicieni americani D. Kuiper, O. Struve și B. Strömgren, i-a condus la concluzii izbitoare.

Sistemul ε Aurigae este format din două stele - vizibile și invizibile. Cea pe care o vedem în constelația Auriga ca o stea gălbuie cu o medie de aproape 4 m este o supergigantă uriașă cu o temperatură la suprafață de 6600K . Această stea este de 36 de ori mai masivă decât Soarele și de 190 de ori diametrul său. Dar dimensiunea sa palidează în comparație cu dimensiunea celei de-a doua stele, cea mai mare dintre toate, pe care doar o cunoaștem. Diametrul său este de 2.700 de ori mai mare decât al Soarelui. În interior s-ar potrivi liber pe orbitele tuturor planetelor, de la Mercur la Saturn inclusiv. …

În ciuda dimensiunii monstruoase a celei de-a doua componente, luminozitatea sa este scăzută și aproape egală cu cea a soarelui. Luminozitatea vizibilă a celei mai mari stele este aproape de 16 m , iar distanța sa unghiulară față de vecinul său este de 0,03". Având în vedere diferența uriașă în luminozitatea vizibilă a componentelor, nu este încă posibilă „separarea” optic a acestei perechi. .

De ce, cu o dimensiune incredibil de mare, steaua Epsilon A are o luminozitate atât de nesemnificativă? Secretul, se dovedește, este că această stea este foarte rece (1.600K la suprafață) și radiația ei se află în principal în domeniul infraroșu invizibil. În plus, densitatea sa medie este atât de scăzută încât Epsilon A este transparent; prin urmare, în timpul eclipselor de către această stea a însoțitorului său, nu au loc modificări ale spectrului. Dar de ce, atunci, strălucirea lui Epsilon B mai fluctuează?

Potrivit oamenilor de știință americani, Epsilon B, care emite lumină de 10.000 de ori mai mult decât Soarele, ionizează straturile cele mai exterioare ale stelei infraroșii Epsilon A cele mai apropiate de acesta. dintre stele se vor afla în spatele celei de-a doua, iar „punctul de ionizare” îl va bloca observatorul pământesc, luminozitatea stelei Epsilon B slăbește, deoarece gazele ionizate sunt mai puțin transparente decât cele neionizate. Această explicație ingenioasă este pe deplin în concordanță cu toate datele observaționale. Atat se pot obtine informatii din analiza razelor de lumina.

Astronomul american Su-Shu Huang a publicat o lucrare în 1965 care a subliniat defectele modelului Kuiper-Struve-Stromgren și a propus că însoțitorul este un sistem de discuri văzut la marginea Pământului [11] . Robert Wilson a sugerat în 1971 că există o gaură în disc, care este o posibilă cauză a creșterii bruște a luminozității sistemului în mijlocul unei eclipse [11] . În 2005, sistemul a fost observat în intervalul ultraviolet folosind telescopul FUSE . Deoarece sistemul nu a emis energie la rata tipică pentru obiecte precum stea de neutroni binară Circulus X-1 sau sistemul binar al găurii negre precum Cygnus X-1 , este puțin probabil ca obiectul care ocupă centrul discului să fie ceva. asemănător; dimpotrivă, s-a presupus că obiectul central este o stea de tip spectral B5 [11] . Raza discului este estimată la 3,8 UA  . e. , grosimea este de 0,475  a. e. , iar temperatura este de 550±50 K [1] .

Componente suplimentare

Există și alte stele în sistem, ai căror parametri sunt dați în tabel [9]

Condiții de observare

Steaua este ușor de găsit pe cerul nopții datorită luminozității și a apropierii de Capella . Este vârful triunghiului isoscel care formează „nasul” careului . Steaua este suficient de strălucitoare pentru a fi vizibilă chiar și în medii urbane cu cantități moderate de poluare luminoasă . O evaluare vizuală a variabilității unei stele poate fi făcută comparând-o cu stelele învecinate cu o magnitudine cunoscută. Deoarece steaua este destul de strălucitoare, observațiile fotometrice trebuie făcute cu echipamente cu un câmp vizual foarte mare, precum fotometre fotoelectrice sau camere DSLR . Programul eclipselor este disponibil în [19] , iar primele rapoarte despre începutul unei noi eclipse au apărut în iulie 2009 [20] .

Cer amator

Fundația Națională pentru Știință din SUA a acordat AAVSO un grant de trei ani pentru a finanța un proiect conceput pentru a studia eclipsa Epsilon Aurigae în 2009-2011. [21] [22] [23] Proiectul, numit „Amateur Sky” [24] ( Citizen Sky ), organizează observații ale eclipsei și oportunitatea de a raporta constatările la o bază de date centrală. În plus, participanții pot ajuta la analiza datelor testându-și propriile teorii și publicând lucrări de cercetare originale într-un jurnal de astronomie revizuit de colegi.

Note

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 System Properties Table (Citizen Sky) (link nu este disponibil) . Data accesului: 13 februarie 2010. Arhivat din original la 11 ianuarie 2016. (nedefinit) 
2. ↑ SIMBAD . _ - Al Anz la baza de date SIMBAD . Preluat: 7 ianuarie 2010.  
3. ↑ Hardorp J., Theile I., Voigt HH Stele luminoase în Calea Lactee de Nord - 1965. - V. 5. - S. 0.
4. ↑ Gray R. O., Garrison R. F. Stele timpurii de tip F - Clasificare rafinată, confruntare cu fotometria Stromgren și efectele rotației  // The Astrophysical Journal : Supplement Series - American Astronomical Society , 1989. - Vol. 69.—P. 301–321. — ISSN 0067-0049 ; 1538-4365 - doi:10.1086/191315
5. ↑ 1 2 Luck R. E. Parametri și abundențe în stele luminoase  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2014. - Vol. 147, Iss. 6. - P. 137. - ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1088/0004-6256/147/6/137
6. ↑ Royer F., Grenier S., M.-O. Baylac, Gómez A. E., Zorec J. Vitezele de rotație ale stelelor de tip A în emisfera nordică. II. Măsurarea v sini  (engleză) // Astron. Astrophys. / T. Forveille - Științe EDP , 2002. - Vol. 393, Iss. 3. - P. 897-911. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361:20020943 - arXiv:astro-ph/0205255
7. ↑ Nume arabe de stele.  (engleză)  (link inaccesibil) . Data accesului: 7 ianuarie 2010. Arhivat din original la 2 februarie 2008.
8. ↑ Richard Hinckley Allen. Auriga, cărușul sau cărușul // Numele stelelor - Conștiința și semnificația lor . - 1899.  (engleză)
9. ↑ 1 2 Al Anz pe Alcyone 
10. ↑ „Steaua” proiectului nostru  (engleză)  (link inaccesibil) . Data accesului: 7 ianuarie 2010. Arhivat din original la 13 august 2009.
11. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Variable Star of the Season, ianuarie 2008 Epsilon Aurigae  (ing.)  (link indisponibil) . Arhivat din original pe 17 decembrie 2009.
12. ↑ Citizen Science: The International Year of Astronomy  (engleză)  (link nu este disponibil) . Anul Internațional al Astronomiei . ro: Societatea Americană de Astronomie (2008). Data accesului: 7 ianuarie 2010. Arhivat din original pe 5 decembrie 2008.
13. ↑ Centuries-Old Star Mystery Coming to a Close , Whitney Clavin, Jet Propulsion Laboratory , 5 ianuarie 2010 
14. ↑ Almaaz  (engleză)  (downlink) . STELE (2008). Consultat la 7 ianuarie 2010. Arhivat din original pe 11 decembrie 2012.
15. ↑ Uranus: Facts & Figures  (engleză)  (link nu este disponibil) . Explorarea Sistemului Solar . Administrația Națională pentru Aeronautică și Spațiu (2007). Data accesului: 7 ianuarie 2010. Arhivat din original pe 9 aprilie 2014.
16. ↑ Star Spectral Classification  (în engleză)  (link inaccesibil) . Hiperfizică . Universitatea de Stat din Georgia (2001). Consultat la 7 ianuarie 2010. Arhivat din original pe 2 ianuarie 2009.
17. ↑ Intrare în baza de date pentru Procyon AB  (engleză)  (downlink) . SIMBAD . Centre de Données astronomiques de Strasbourg (2008). Data accesului: 7 ianuarie 2010. Arhivat din original pe 12 august 2014.
18. ↑ Intrare în baza de date pentru Canopus  (engleză)  (downlink) . SIMBAD . Centre de Données astronomiques din Strasbourg. Data accesului: 7 ianuarie 2010. Arhivat din original pe 8 august 2014.
19. ↑ Pagina de pornire a campaniei Epsilon Aurigae Eclipse  (ing.)  (link indisponibil) . Consultat la 7 ianuarie 2010. Arhivat din original pe 12 ianuarie 2010.
20. ↑ Epsilon Aurigae's Eclipse Begins  (engleză)  (link inaccesibil - istorie ) .
21. ↑ Wired.com: Reach for the Citizen Sky  (în engleză)  (link nu este disponibil) . Preluat la 1 octombrie 2017. Arhivat din original pe 17 februarie 2014.
22. ↑ Astronomy.com : Citizen Sky investighează Epsilon Aurigae  . Consultat la 7 ianuarie 2010. Arhivat din original la 14 aprilie 2012.
23. ↑ Anul Internațional al Astronomiei: Citizen Sky invită publicul să ajute la rezolvarea unui mister stelar  (  link inaccesibil) . Data accesului: 7 ianuarie 2010. Arhivat din original la 25 iulie 2011.
24. ↑ Citizen Sky  . Arhivat din original la 1 decembrie 2016. Proiect de trei ani de știință cetățenească axat pe Epsilon Aurigae

Link -uri

• Videoclip YouTube care descrie Epsilon Aurigae cu o Lite-Brite
• Enciclopedia lui David Darling
• Epsilon Aurigae - o eclipsă o dată la 27 de ani!
• Locul de observare Epsilon Aurigae
• Mystery of the Dying Star (AKD pe Astronet) 8 ianuarie 2010

Dicționare și enciclopedii	Britannica (online)
În cataloagele bibliografice	J9U : 987007552903405171 LCCN : sh85044482