Epsilon Aurigae

Epsilon Aurigae A / B
O fotografie cu ε Aurigae
Clasificare	Supergigant galben Stea albastră albastră
Clasa spectrală	F0II-III / B5V [1]
Tipul variabilei	Eclipsă binară
Perioada de variabilitate	9 892 de zile
Distanța de la Soare	2 000 de ani lumină [1]
Constelaţie	Auriu
Coordonatele
(la momentul respectiv J2000 )
Ascensiunea dreaptă	05 h 01 m 58.132 s [2]
Declinaţie	+ 43 ° 49 ′ 23,91 ″ [2]
Date fizice
Raza medie	135 / 3,9 [1] R ⊙
Masa	2,2 - 15 / 3,9 - 5,9 [1] M ⊙
Viteza de rotație	20 km / s
Temperatura superficial	7 750/15 000 K [1] (medie)
Luminozitate	47 000 [3] L ⊙
Indicele de culoare ( BV )	0,54
Date observaționale
Aplicația Magnitude.	+3,04 [2]
Magnitudine abs.	−5,95
Parallax	1,53 max
Motocicletă proprie	RA : 0,86 mase / an Decembrie : -2,66 mase / an
Viteza radială	−2,5 km / s
Nomenclaturi alternative
Haldus, Almaaz, Al Anz, 7 Aurigae, HR 1605, BD + 43 ° 1166, HD 31964, SAO 39955, FK5 183, GC 6123, ADS 3605, CCDM 05020 + 4350, HIP 23416
Editați datele pe Wikidata · Manual

coordonate : 05 ^h 01 ^m 58.132 ^s , + 43 ° 49 ′ 23.91 ″

Epsilon Aurigae ( ε Aur / ε Aurigae ) este o stea a constelației Auriga , a cincea cea mai strălucitoare stea din această constelație. De asemenea, cunoscut sub numele tradiționale de Almaaz , Haldus sau Al Anz , Epsilon Aurigae este un binar eclipsant binecunoscut și neobișnuit, a cărui luminozitate variază între magnitudine +2,92 și +3,83 pe o perioadă de 9.892 zile (~ 27,1 ani), în timp ce eclipsa durează aproximativ 640-730 de zile ^[4] . Distanța ε Aurigae este încă o chestiune de dezbatere, cu toate acestea, cele mai recente estimări plasează steaua la aproximativ 2000 de ani lumină de Pământ ^[1] .

Este un sistem binar format dintr-un supergigant din clasa F0 și un însoțitor format dintr-un disc opac de materie în care există un obiect necunoscut, probabil una sau două stele din clasa B. Epsilon Aurigae a fost suspectat de a fi o variabilă încă de când astronomul german Johann Fritsch a observat-o în 1821. Observațiile ulterioare ale lui Eduard Heis și Friedrich Wilhelm Argelander au întărit suspiciunile inițiale și au atras atenția în jurul stelei. Cu toate acestea, Hans Ludendorff a fost primul care a studiat-o în detaliu, iar lucrarea sa a dezvăluit că sistemul era o variabilă binară eclipsantă. Epsilon Aurigae a făcut obiectul a numeroase dezbateri, întrucât un obiect suficient de mare pentru a ascunde cel principal ar trebui să emită mai multă lumină decât emite de fapt.

Începând cu 2008, cea mai frecvent acceptată teorie este că însoțitorul este o stea albastră-albastră din clasa B, înconjurată de un disc de praf, o ipoteză care le elimină pe cele formulate anterior, care speculau că secundara era o stea transparentă sau o culoare neagră. gaura ^[5] .

Observare

Este o stea situată în emisfera nordică ; este ușor de urmărit, deoarece se află la sud-vest de strălucitoarea Capella , nu departe de ea. Poziția sa este puternic boreală și acest lucru implică faptul că steaua este observabilă în principal din emisfera nordică, unde este circumpolară și din majoritatea regiunilor temperate; din emisfera sudică vizibilitatea sa este limitată în schimb la regiunile temperate inferioare și la centura tropicală . Magnitudinea sa egală cu +3,04 înseamnă că poate fi văzută din centrele urbane mici și mijlocii, chiar dacă sub un cer nu este puternic afectat de poluarea luminoasă .

Cea mai bună perioadă pentru observarea sa pe cerul serii se încadrează între sfârșitul lunii octombrie și aprilie; în emisfera nordică este vizibilă chiar și pentru o perioadă mai lungă, datorită declinării boreale a stelei, în timp ce în emisfera sudică poate fi observată într-o măsură limitată în lunile de vară sudice.

Steaua formează vârful triunghiului isoscel cunoscut sub numele de nasul Auriga și este vizibilă pe tot parcursul sezonului de iarnă în toată emisfera nordică , la mică distanță de gigantul galben strălucitor Capella . În lumea anglo-saxonă, stelele din vârful triunghiului isoscel se numesc cei trei copii, cei trei copii .

Istoria observațiilor

În ciuda faptului că a fost clar vizibil cu ochiul liber , Johann Fritsch a fost primul care a observat variabilitatea ε Aurigae în 1821, când steaua a fost probabil eclipsată de tovarășul ei. Între 1842 și 1848, astronomii Eis și Argelander au observat steaua, care le-a atras atenția datorită unei scăderi evidente a luminozității în 1847 și apoi a revenit la luminozitatea normală în septembrie a anului următor. Din datele observaționale au realizat că steaua nu numai că a prezentat variabilitate pe termen lung datorată eclipsei, dar a prezentat și mici variații pe termen scurt, presupunând că această variabilitate se datorează unui transfer de materie de la o stea la alta ^[5] .

Hans Ludendorff a fost primul care a efectuat studii detaliate și în 1904 a publicat în revista Astronomische Nachrichten un articol intitulat „Untersuchungen über den Lichtwechsel von ε Aurigae” (Studii privind schimbarea luminii lui ε Aurigae), unde a sugerat că steaua era un tip binar Algol eclipsant ^[5] . Su-Shu Huang, în 1965, a concluzionat că obiectul eclipsant era un disc opac care ascundea ceea ce era în interior și că nu a fost observată niciodată o eclipsă secundară ^[6] .

Caracteristicile sistemului

Adevărata natură a Epsilon Aurigae a fost întotdeauna puțin înțeleasă ^[3] . Se știe de mult că este un sistem binar eclipsant de lungă durată de tip Algol , dar spre deosebire de alte stele din clasa sa, perioada sa este neobișnuit de lungă, de aproximativ 27 de ani, și este variabila Algol de departe cu perioada cea mai lungă cunoscută. În trecut s-au sugerat mai multe teorii, de exemplu că secundarul întunecat avea dimensiuni mari, dar densitate scăzută și, prin urmare, semi-transparent. O altă teorie propusă în trecut este că însoțitorul era o gaură neagră , dar ambele două teorii nu mai sunt acceptate de comunitatea științifică, în timp ce modelele posibile pentru acest sistem rămân în esență două ^[6] : un model cu masă mare prezice că supergigantul galben are o masă de aproximativ 15 M _⊙ și un al doilea model în care principalul este mai puțin luminos și cu o masă de două sau trei ori mai mare decât a Soarelui ^[1] . Cele două componente sunt la o distanță de aproximativ 18-20 UA una de cealaltă, iar înclinația orbitală în direcția liniei de vedere a Pământului de 87 de grade ne face să aparem sistemul văzut în tăietură.

Componentă vizibilă

Impresia artistului despre sistemul Epsilon Aurigae (steaua din prim-plan este însoțitorul secundar)

Componenta vizibilă a sistemului este un supergigant galben din clasa spectrală F0II sau așa cum ^indică alte publicații A8Iab ^[2] și este una dintre cele mai strălucitoare stele la 1000 de parsec de Soare. Are o rază de 135 de ori mai mare decât a soarelui ^[1] și este De 47 000 de ori mai strălucitoare decât steaua noastră ^[3] . Modelul cu masă mare a fost întotdeauna popular și, de fapt, asumând o distanță mare, steaua are toate aparențele unui super-gigant real, extrem de luminos. Problema cu acest model este că presupune un secundar la fel de masiv ca primarul și se sugerează că mai mult de o stea, un sistem binar sau multiplu este prezent în discul întunecat. În schimb, modelul cu masă redusă prezice că principala este o stea pe moarte cu o masă de 2-3 ori mai mare decât a Soarelui din stadiul târziu, care face parte din ramura asimptotică a giganților . Acest al doilea model se bazează pe o distanță și o luminozitate mai mici decât cele considerate anterior. Nu este clar care dintre cele două modele este cel mai bun: Hohle și colab. (2010) estimează o masă între 1,7 și 19 M _⊙ , cu o medie de peste 12 mase solare ^[7] , care este compatibilă cu ambele. Chiar și măsurătorile satelitului Hipparcos pe paralaxă au o marjă de eroare la fel de mare ca și paralaxa în sine și plasează steaua la o distanță de numai 355 până la 4167 parseci ^[8] . Deși cele două modele sunt foarte diferite unele de altele, marea incertitudine cu privire la distanța Epsilon Aurigae nu permite să se arunce niciunul dintre ele ^[6] .

Observațiile cu Telescopul Spațial Spitzer din 2010 se îndreaptă spre a doua ipoteză, și anume o stea principală cu masă redusă, cu o singură stea de clasa B într-un disc rotund de praf, a cărui rază este estimată, de Hoard și colab. în aproximativ 4 UA, făcând astfel compatibili ceilalți parametri ai componentelor sistemului ^[9] .

Componentă invizibilă

Componenta întunecată a sistemului emite o cantitate foarte neglijabilă de lumină difuză și este invizibilă cu ochiul liber. Cu toate acestea, o regiune încălzită a fost descoperită în centrul obiectului. S-au prezentat trei ipoteze asupra motivului acestei invizibilități, care au atras atenția comunității științifice de-a lungul anilor. Prima ipoteză a fost sugerată în 1937 de Gerard Kuiper , Otto Struve și Bengt Strömgren , care propuneau că secundara era o stea mare, dar cu densitate mică și, prin urmare, semi-transparentă. O altă teorie fascinantă propusă a fost că acest sistem conține o gaură neagră ^[10] .

În 1961, după ce a observat-o în timpul eclipsei din 1955-1957, astrofizicianul italian Margherita Hack a sugerat că secundara era o stea fierbinte înconjurată de un disc de materie, responsabil pentru eclipsă ^[11] .

Su-Shu Huang, într-o lucrare din 1965, a enumerat imperfecțiunile studiilor efectuate de Kuiper, Struve și Strömgren, sugerând că obiectul eclipsant era un disc întunecat mare. ^[5] În 1971, Robert Wilson a propus existența unei deschideri centrale în disc, pentru a explica creșterea luminozității cam la jumătatea eclipsei ^[5] . În 2005, sistemul a fost observat în ultraviolete de către Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE); nu a fost detectată nicio sursă de raze X , tipică stelelor de neutroni sau găurilor negre , prin urmare prezența unor astfel de obiecte a fost aruncată, în timp ce a fost propusă o nouă teorie, care prezice că în centrul discului întunecat există o stea fierbinte din clasa B5 ^{[1] [5]} .

Observații recente

Fundația Națională pentru Științe a acordat AAVSO un grant de trei ani pentru finanțarea unui proiect științific cetățean , numit Citizen Sky, dezvoltat cu ocazia eclipsei 2009-2011 ^{[12] [13] [14]} .

În timpul campaniei de observare, o echipă condusă de Brian Kloppenborg, de la Universitatea din Denver, a observat steaua cu interferometrul CHARA Array la Muntele de 3,8 UA , ajungând la concluzia că steaua centrală a discului este o stea albastră de spectru de tip B cu masa de 3,85 ori mai mare decât a Soarelui , deci mai mică decât estimarea anterioară rezultată dintr-un studiu din 2010 publicat de Hoard și colab. , care a estimat-o de aproape 6 ori mai mare decât cea a Soarelui ^[15] . În publicația lui Hoard, care observase steaua cu telescopul spațial Spitzer de la Institutul de Tehnologie din California , estimarea masei celei principale, care face parte din ramura asimptotică a giganților , este cuprinsă între 2,2 și 3,3 mase solare. , în timp ce raza ar fi de 135 de ori mai mare decât cea a soarelui și a tipului spectral F0 ^[1] .

Deși unele caracteristici ale sistemului încă nu sunt complet clarificate, ipoteza cea mai plauzibilă pare să fie confirmată, și anume că steaua este un binar atipic în care steaua vizibilă este însoțită de un însoțitor normal de secvență principală înconjurat de un disc de praf și gaze ., a cărui temperatură este în jur de 550 K ^{[1] [15]} .

Etimologie

Epsilon Aurigae este numele dat de astronomul german Johann Bayer în catalogul său de stele Uranometry din 1603 ^[16] . Este cunoscut și sub numele de Almaaz , Haldus sau Al Anz ^[17] . Almaaz ^[3] și Al Anz derivă din araba اَلْمَاعَزْ al-mācz (copil), care în latină corespunde cu numele stelei Capella .

În chineză este cunoscut sub numele de 柱 (zhu), care înseamnă „stâlp” și se referă la un asterism compus din η Aurigae , υ Aurigae , ν Aurigae , τ Aurigae , χ Aurigae și 26 Aurigae . În consecință, ε Aurigae este ea însăși cunoscută sub numele de 柱 一 Zhu Yi, adică „prima stea a stâlpilor” ^[18] .

Notă

Elemente conexe

• Lista celor mai mari vedete cunoscute
• Stelele principale ale constelației Auriga

linkuri externe

• ( EN ) Epsilon Aurigae , în Encyclopedia Britannica , Encyclopædia Britannica, Inc.
• Articol din Le Scienze , pe lescienze.espresso.repubblica.it .
• V * eps Aur - Binar eclipsant de tip Algol , pe simbad.u-strasbg.fr .
• Enciclopedia lui David Darling , pe daviddarling.info .
• Eclipsa viitoare de epsilon Aurigae , pe du.edu (arhivată din original la 10 iunie 2007) . de profesorul Stencel.
• Site-ul web Epsilon Aurigae de Hopkins Phoenix Observatory (HPO) , la hposoft.com . Adus la 7 iulie 2007 (arhivat din original la 26 octombrie 2007) .

Steaua Portal : acces la intrările Wikipedia care se ocupă cu stele și constelații