Звезда эпсилон созвездии возничего

Эпсилон Возничего ( ε Возничего , сокращенно Эпсилон Аиг , ε Aur ) представляет собой множественную системную звезда в северном созвездии из Ауриги . Это необычная затмевание двоичная система , содержащая F0 сверхгигант (официальное название Almaaz / æ л м ɑ г / , традиционное название для системы) и спутник , который , как правило , принято , чтобы быть огромный темный диск , вращающуюся неизвестный объект, возможно , двойная система из двух маленьких звезд типа B. Расстояние до системы по-прежнему является предметом споров, но данные космического корабля Gaia говорят о том, что расстояние до системы составляет около 1350 ± 300 световых лет от Земли.

Впервые эпсилон Возничего подозревался как переменная звезда, когда немецкий астроном Иоганн Генрих Фрич наблюдал ее в 1821 году. Более поздние наблюдения Эдуарда Хайса и Фридриха Вильгельма Аргеландера укрепили первоначальные подозрения Фрича и привлекли внимание к звезде. Однако Ганс Людендорф был первым, кто изучил его очень подробно. Его работа показала, что система представляет собой затмевающую двойную переменную, звезду, которая тускнеет, когда ее партнер заслоняет ее свет.

Примерно каждые 27 лет яркость Эпсилон Возничего падает с видимой визуальной величины +2,92 до +3,83. Это затемнение длится 640–730 дней. В дополнение к этому затмению система также имеет пульсации низкой амплитуды с непостоянным периодом около 66 дней.

Затменный спутник Эпсилон Возничего вызывал много споров, поскольку объект не излучает столько света, сколько ожидается от объекта его размера. По состоянию на 2008 г. наиболее популярной моделью для этого объекта-компаньона является двойная звездная система, окруженная массивным непрозрачным диском пыли; теории, предполагающие, что объект является большой полупрозрачной звездой или черной дырой , с тех пор были отвергнуты.

СОДЕРЖАНИЕ

Номенклатура

ε Возничего ( латинскими к Эпсилон Возничего ) является системы Байер обозначение . Он также имеет обозначение Флемстида 7 Возничего . Он внесен в несколько звездных каталогов как ADS 3605 A, CCDM J05020 + 4350A и WDS J05020 + 4349A.

Ричард Хинкли Аллен сообщил, что оксфордский ученый Томас Хайд записал традиционное имя Алмааз в своем переводе 1665 года каталога Улугбека , которое он отождествил с арабским Al Maʽaz «козел-козел», соответствующим названию звезды Капелла (латинское для «козочка»). Правописание Аллена соответствует множественному числу المعز al-maʽaz «козы». Аллен также сообщил, что средневековый персидский астроном Закария аль-Казвини знал его как Аль-Анз .

В 2016 году Международный астрономический союз организовал Рабочую группу по именам звезд (WGSN для каталогизации и стандартизации имен собственных для звезд. Для таких имен, относящихся к членам множественных звездных систем , и где буква компонента (например, из Вашингтонского каталога двойных звезд ) не указано явно, WGSN говорит, что это имя следует понимать как относящееся к самому яркому компоненту по визуальной яркости. 1 февраля 2017 года WGSN утвердила название Almaaz для самого яркого компонента этой системы, и теперь оно включено в Список звездных имен, утвержденных МАС.

В китайском , 柱 ( Zhu ), а это означает Столпы , относится к астеризму , состоящему из Эпсилона Возничего, Zeta Aurigae , Eta Aurigae , ипсилон Aurigae , Nu Возничего , Тельца Aurigae , Chi Aurigae и 26 Возничего . Следовательно, китайское название самой Эпсилон Возничего — 柱 一 ( Чжо и , «Первая Звезда Столпов»).

История наблюдений

Хотя звезду легко увидеть невооруженным глазом, наблюдения Иоганна Фрича 1821 года позволяют предположить, что он первым заметил, что система является переменной . В конце концов, с 1842 по 1848 год немецкий математик Эдуард Хейс и прусский астроном Фридрих Вильгельм Аргеландер начали наблюдать его раз в несколько лет. Данные как Хейса, так и Аргеландера показали, что к 1847 году звезда значительно потускнела, привлекая к этому моменту полное внимание обоих мужчин. Эпсилон Возничего значительно посветлел и к следующему сентябрю вернулся в «нормальное состояние». По мере того, как он привлекал все больше внимания, собиралось все больше и больше данных. Данные наблюдений показали, что Epsilon Aurigae не только изменялась в течение длительного периода, но также испытывала краткосрочные изменения яркости. Более поздние затмения имели место между 1874 и 1875 годами и почти тридцать лет спустя между 1901 и 1902 годами.

Ганс Людендорф , который также наблюдал за Эпсилон Возничего, был первым, кто провел подробное исследование звезды. В 1904 году он опубликовал в Astronomische Nachrichten статью под названием Untersuchungen über den Lichtwechsel von ε Aurigae (Исследования изменений света Эпсилона Возничего), в которой предположил, что звезда является переменной Алгола и затменной двойной системой .

Первая гипотеза, выдвинутая в 1937 году астрономами Жераром Койпером , Отто Струве и Бенгтом Стрёмгреном , предполагала, что Эпсилон Возничего — двойная звездная система, содержащая сверхгигант F2 и чрезвычайно холодную «полупрозрачную» звезду, которая полностью затмит своего компаньона. Однако затмевающая звезда будет рассеивать свет, излучаемый ее затменным компаньоном, что приведет к наблюдаемому уменьшению звездной величины. Рассеянный свет будет обнаружен на Земле как звезда, видимая невооруженным глазом, хотя этот свет будет значительно тусклым.

В 1961 году итальянский астрофизик Маргарита Хак предположила, что вторичная звезда была горячей звездой, окруженной оболочкой из материала, которая и была ответственной за затмение, после наблюдения за ней во время затмения 1955-57 годов.

Астроном Су-Шу Хуанг опубликовал в 1965 году статью, в которой обрисовал недостатки модели Койпера-Струве-Стрёмгрена и предположил, что ее спутником является большая дисковая система, видимая с ребра с точки зрения Земли. Роберт Уилсон в 1971 году предположил, что в диске находится «центральное отверстие», что является возможной причиной внезапного прояснения системы в середине затмения. В 2005 году система наблюдалась в ультрафиолете с помощью дальнего ультрафиолетового спектроскопического исследователя (FUSE); поскольку звездная система не излучает энергию со скоростью, характерной для таких объектов, как двойная система нейтронной звезды Circinus X-1 или двойная система черной дыры Cygnus X-1 , объект, занимающий центр диска, не может быть чем-то вроде Сортировать; Напротив, новая гипотеза предполагает, что центральный объект на самом деле является звездой типа B5.

Другая гипотеза астрономов Аластера Г. В. Кэмерона и Ричарда Стотерса утверждает, что спутник Эпсилона Возничего A — это черная дыра , поглощающая твердые частицы из сумеречного облака, которые обходят его горизонт событий, излучающий инфракрасный свет, обнаруженный с Земли . С тех пор эта гипотеза была признана устаревшей и отвергнута.

Эпсилон Возничего был целью наблюдателей Международного года астрономии с 2009 по 2011 год, то есть три года, которые совпали с его последним затмением.

Природа системы

Природа системы Эпсилон Возничего неясна. Давно известно, что он состоит как минимум из двух компонентов, которые подвергаются периодическим затмениям с необычным затемнением с плоским дном каждые 27 лет. Ранние объяснения с исключительно большими диффузными звездами, черными дырами и необычными дисками в форме пончиков больше не принимаются. Теперь есть два основных объяснения известных наблюдаемых характеристик: модель большой массы, в которой первичным звеном является желтый сверхгигант с массой около 15 M _☉ ; и модель с малой массой, в которой первичная звезда имеет _размер около 2 M _☉ и менее яркая эволюционировавшая звезда.

Вариации модели большой массы всегда были популярны, поскольку первичная звезда, по всей видимости, является большой звездой-сверхгигантом. Спектроскопически это начало F или конец A с классом светимости Ia или Iab. Оценки расстояния неизменно приводят к ожидаемой светимости яркого сверхгиганта , хотя опубликованные значения расстояния сильно различаются. Измерение параллакса Hipparcos имеет предел погрешности, равный самому значению, поэтому полученное расстояние может быть от 355 до 4 167 парсеков. Выпуск 2 Гайя данных параллакса является несколько более точным, что приводит к расстоянию 1350 ± 350 св. Лет , что ближе к нижней границе оценок другими методами. Основная проблема с моделью большой массы — природа вторичной звезды , которая, согласно известной функции масс, должна иметь массу, сравнимую с массой первичной, что противоречит наблюдениям, когда она появляется как звезда главной последовательности B-типа . Вторичная может быть тесной двойной системой, включающей две звезды главной последовательности с меньшей массой, или более сложной системой.

Модель малой массы, недавно популяризированная проектом Citizen Sky , предполагает, что главная звезда представляет собой эволюционировавшую асимптотическую гигантскую звезду ветви 2–4 M _☉ . Это основано на более низких оценках расстояния и яркости, чем большинство наблюдений. Звезда была бы необычно большой и яркой звездой-гигантом для данной массы, возможно, в результате очень большой потери массы. Чтобы соответствовать наблюдаемым затмениям и орбитальным данным, вторичная звезда представляет собой довольно нормальную звезду главной последовательности B размером около 6 M _☉, заключенную в толстый диск, видимый почти с ребра.

Сама орбита теперь довольно хорошо определена и наклонена к Земле под углом более 87 градусов. Первичный и вторичный находятся на расстоянии около 35 а.е. (в модели большой массы), что дальше, чем планета Нептун от Солнца . В модели с малой массой расстояние составляет всего 18 а.е.

Видимый компонент

Видимый компонент, Epsilon Aurigae A, представляет собой полурегулярную пульсирующую постасимптотическую звезду ветви гигантов, принадлежащую к спектральному классу F0. Эта звезда F-типа в 143–358 раз больше диаметра Солнца и в 37 875 раз ярче. (Надежные источники значительно различаются в своих оценках обеих величин.) Если бы звезда находилась в положении Солнца, она бы окутала Меркурий и, возможно, Венеру. Звезды F-типа, такие как Эпсилон Возничего, обычно светятся белым и демонстрируют сильные линии поглощения ионизированного кальция и слабые линии поглощения водорода; будучи классом выше Солнца (которое является звездой G-типа), звезды F-типа обычно горячее, чем звезды, подобные Солнцу. Другие звезды F-типа включают главную звезду Проциона , самую яркую звезду в созвездии Малого Пса .

Сверхгигант пульсирует, демонстрируя небольшие изменения своей яркости и спектральных линий. Пульсациям даны периоды 67 и 123 дня с амплитудой около 0,05 звездной величины. Профили многих спектральных линий показывают вариации, которые можно было бы ожидать от пульсирующего спергианта, но неясно, имеют ли они тот же период, что и вариации яркости. Там может быть небольшое изменение эффективной температуры от фотосферы как звезда пульсирует.

Затменный компонент

Компонент затмения излучает сравнительно незначительное количество света и не может быть непосредственно замечен в видимом свете. Однако в центре объекта была обнаружена нагретая область. Многие считают, что это пыльный диск, окружающий звезду главной последовательности класса B. Моделирование спектрального распределения энергии для ε Возничего в целом дает наилучшее соответствие со звездой B5V в центре диска. Такая звезда имела бы массу около 5.9 M _☉ . Наблюдаемая орбита, предполагающая довольно нормальный сверхгигант F-типа для первичной звезды, требует вторичной с массой более 13 M _☉ . Модель с малой массой принимает вторичную _{обмотку} 5,9 M и, следовательно, также требует первичной обмотки малой массы. Модель большой массы принимает первичный сверхгигант с нормальной массой и приводит аргументы в пользу пары звезд B-типа или необычной одиночной звезды с большей массой.

Диск вокруг вторичной звезды имеет ширину 3,8 а. Е., Толщину 0,475 а. Е. И блокирует около 70% света, проходящего через него, позволяя видеть некоторый свет от первичной звезды даже во время затмений. Он излучает как 550 K черного тела .

Наблюдение

Звезду легко найти из-за ее яркости и очевидной близости к звезде Капелла . Это вершина равнобедренного треугольника, образующего «нос» созвездия Возничего. Звезда достаточно яркая, чтобы ее можно было увидеть из большинства городских районов с умеренным уровнем светового загрязнения .

Наблюдатели зрительных переменных звезд оценивают ее яркость, сравнивая ее яркость с близлежащими звездами с известным значением яркости. Это можно сделать путем интерполяции яркости переменной между двумя звездами сравнения или путем индивидуальной оценки разницы в величине между переменной и несколькими различными сравнениями. Повторение наблюдений в разные ночи позволяет построить кривую блеска , показывающую изменение яркости звезды. На практике оценки визуальных переменных звезд, полученные от многих наблюдателей, статистически объединяются для получения более точных результатов.

Гражданин Скай

Национальный научный фонд наградил AAVSO грант в три года , чтобы профинансировать гражданин науки проект , построенный вокруг 2009-2011 затмений. Проект под названием Citizen Sky организует и обучает участников наблюдать за затмением и сообщать свои данные в центральную базу данных. Кроме того, участники будут помогать проверять и анализировать данные, проверяя свои собственные теории и публикуя оригинальные исследовательские статьи в рецензируемом астрономическом журнале.

Источник