Epsilon Aurigae - Epsilon Aurigae

Epsilon Aurigae
Mapa souhvězdí Aurigy.png
Epsilon Aurigae se nachází mírně na jih od Capella , nejjasnější hvězdy v souhvězdí.
Data pozorování Epocha J2000       Equinox J2000
Souhvězdí Auriga
Pravý vzestup 05 h 01 m 58,129 s
Deklinace +43 ° 49 ′ 23,87 ″
Zdánlivá velikost  (V) 2,92 - 3,83
Charakteristika
Spektrální typ F0 Iab (nebo II-III) + ~ B5V
Barevný index U -B +0,30
Index barev B - V +0,54
Variabilní typ Algol
Astrometrie
Radiální rychlost (R v ) 10,40 km/s
Správný pohyb (μ) RA: −0,86 ± 1,38  mas / rok
Prosinec: -2,66 ± 0,75  mas / rok
Paralaxa (π) 0,9879 ± 0,1792  mas
Vzdálenost Cca. 3300  ly
(přibližně 1000  ks )
Absolutní velikost  (M V ) -9,1
Obíhat
Období (P) 9 896 0,0 ± 1,6 d
Poloviční hlavní osa (a) 18.1+1,2
−1,3 AU
Excentricita (e) 0,227 ± 0,011
Sklon (i) 89 °
Zeměpisná délka uzlu (Ω) 264 °
Periastronova epocha (T) MJD 34 723 ± 80
Argument periastronu (ω)
(sekundární) 		39,2 ± 3,4 °
Semi-amplituda (K 1 )
(primární) 		13,84 ± 0,23 km/s
Podrobnosti
ε Aur A
Hmotnost 2,2-15  M ☉
Poloměr 143-358  R ☉
Svítivost (bolometrická) 37 875  l ☉
Povrchová gravitace (log  g ) ≲ 1,0  cgs
Teplota 7 750  K
Rychlost otáčení ( v  sin  i ) 54 km/s
ε Aur B
Hmotnost 6 - 14  M ☉
Poloměr 3,9 ± 0,4  R ☉
Povrchová gravitace (log  g ) 4,0  cgs
Teplota 15 000  K.
Další označení
Almaaz, Al Anz, ε Aur, 7 Aur , BD +43 ° 1166, FK5  183, HD  31964, HIP  23416, HR  1605, SAO  39955
Zdroje dat:
Hipparcos katalog ,
Bright Star katalog (5th rev. Ed.) ,
9. Katalog spektroskopických binární orbit
Proměnná hvězda Index (VSX)
Odkazy na databázi
SIMBAD data

Epsilon Aurigae ( ε Aurigae , zkráceně Epsilon Aur , ε Aur ) je násobkem hvězdný systém v severní části souhvězdí z Auriga , charioteer. Je to neobvyklý zákrytová systém, který obsahuje F0 veleobr (oficiálně pojmenovaný Almaaz / æ l m ɑː Z / , tradiční název pro systém) a společník, který je obecně uznáván jako velký tmavý kotouč obíhající neznámého objektu, případně binární systém dvou malých hvězd typu B. Vzdálenost systému je stále předmětem diskuse, ale data z kosmické lodi Gaia udávají její vzdálenost přibližně1350 ± 300 světelných let od Země.

Epsilon Aurigae byl poprvé podezříván jako proměnná hvězda, když ji německý astronom Johann Heinrich Fritsch pozoroval v roce 1821. Pozdější pozorování Eduarda Heise a Friedricha Wilhelma Argelandera posílila Fritschova počáteční podezření a přitahovala pozornost k hvězdě. Hans Ludendorff to však byl první, kdo to velmi podrobně prostudoval. Jeho práce odhalila, že systém byl zatmění binární proměnné, hvězda, která ztmavne, když její partner zakrývá její světlo.

Přibližně každých 27 let klesá jasnost Epsilon Aurigae ze zjevné vizuální velikosti +2,92 na +3,83. Toto stmívání trvá 640–730 dní. Kromě tohoto zatmění má systém také pulzaci s nízkou amplitudou s nekonzistentní periodou přibližně 66 dní.

Zatemňující společník Epsilon Aurigae byl předmětem mnoha debat, protože objekt nevyzařuje tolik světla, jak se u objektu jeho velikosti očekává. Od roku 2008 je nejoblíbenějším modelem tohoto doprovodného objektu binární hvězdná soustava obklopená masivním neprůhledným diskem prachu; teorie spekulující, že objekt je velká, poloprůhledná hvězda nebo černá díra, byly od té doby vyřazeny.

Nomenklatura

ε Aurigae ( Latinised to Epsilon Aurigae ) je označení Bayer systému . Rovněž nese označení Flamsteed 7 Aurigae . Je uveden v několika vícehvězdičkových katalozích jako ADS 3605 A, CCDM J05020+4350A a WDS J05020+4349A.

Richard Hinckley Allen uvedl, že Oxfordský učenec Thomas Hyde zaznamenal tradiční název Almaaz ve svém překladu katalogu Ulugh Bega z roku 1665 , který identifikoval s arabským Al Maʽazem „kozel“, což odpovídá jménu hvězdy Capella (latinsky „chůva koza“). Allenův pravopis odpovídá množnému číslu المعز al-maʽaz „kozy“. Allen také uvedl, že středověký perský astronom Zakariya al-Qazwini jej znal jako Al Anz . Ptolemaios v Almagestu řekl, že hvězda označila levý loket vozataje.

V roce 2016 uspořádala Mezinárodní astronomická unie pracovní skupinu pro názvy hvězd (WGSN pro katalogizaci a standardizaci vlastních jmen pro hvězdy. Pro taková jména týkající se členů více hvězdných systémů a kde je složkový dopis (např. Z Washington Double Star Catalog ) není výslovně uvedeno, WGSN říká, že název by měl být chápán tak, že je přiřazen nejjasnější komponentě podle vizuální jasnosti. WGSN schválil název Almaaz pro nejjasnější komponentu tohoto systému 1. února 2017 a nyní je tak zahrnut v Seznam jmen hvězd schválených IAU.

V čínských ,柱( Zhu ), což znamená, pilířů , se vztahuje na asterismu sestávající z Epsilon Aurigae, Zeta Aurigae , Eta Aurigae , Ypsilon Aurigae , Nu Aurigae , Tau Aurigae , Chi Aurigae a 26 Aurigae . V důsledku toho je čínské jméno pro Epsilon Aurigae samotné柱 一( Zhù yī , „první hvězda pilířů“).

Pozorovací historie

Světelná křivka AAVSO ukazující zatmění Epsilon Aurigae 2009-11

Přestože je hvězda snadno viditelná pouhým okem, pozorování Johanna Fritsche z roku 1821 naznačují, že byl prvním, kdo si všiml, že systém je proměnnou . Nakonec, od roku 1842 do roku 1848, německý matematik Eduard Heis a pruský astronom Friedrich Wilhelm Argelander jej začali pozorovat jednou za několik let. Heisova i Argelanderova data odhalila, že do roku 1847 hvězda výrazně ztmavla, což v tu chvíli přilákalo plnou pozornost obou mužů. Epsilon Aurigae se výrazně rozjasnil a následující září se vrátil do „normálu“. Jak to přitahovalo více pozornosti, bylo shromažďováno stále více dat. Pozorovací data odhalila, že Epsilon Aurigae se nejen měnil po dlouhou dobu, ale také zaznamenal krátkodobé změny jasu. K pozdějšímu zatmění došlo v letech 1874 až 1875 a téměř o třicet let později v letech 1901 až 1902.

Hans Ludendorff , který také pozoroval Epsilon Aurigae, byl první, kdo provedl podrobnou studii hvězdy. V roce 1904 vydal v Astronomische Nachrichten článek s názvem Untersuchungen über den Lichtwechsel von ε Aurigae (Vyšetřování světelných změn Epsilon Aurigae), kde navrhl, že hvězda je Algolská proměnná a zákrytová dvojhvězda .

První hypotéza, kterou v roce 1937 předložili astronomové Gerard Kuiper , Otto Struve a Bengt Strömgren , naznačovala, že Epsilon Aurigae je binární hvězdný systém obsahující superobr F2 a extrémně chladnou „poloprůhlednou“ hvězdu, která by zcela zatměla svého společníka. Zatmění hvězda by však rozptýlila světlo vyzařované jejím zatměným společníkem, což by vedlo k pozorovanému poklesu velikosti. Rozptýlené světlo by bylo na Zemi detekováno jako hvězda viditelná pouhým okem, ačkoli toto světlo by bylo výrazně ztlumeno.

V roce 1961 italská astrofyzička Margherita Hack navrhla, aby sekundární byla horká hvězda obklopená skořápkou materiálu, který byl zodpovědný za zatmění, poté, co jej pozoroval zatměním 1955-57.

Astronom Su-Shu Huang publikoval v roce 1965 článek, který nastínil vady modelu Kuiper-Struve-Strömgren a navrhl, že společníkem je velký diskový systém, hranatý z pohledu Země. Robert Wilson v roce 1971 navrhl, aby v disku ležel „centrální otvor“, což je možný důvod pro náhlé zesvětlení systému uprostřed zatmění. V roce 2005 byl systém pozorován v ultrafialovém spektru pomocí Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE); protože hvězdný systém nevyzařoval energii rychlostí charakteristickou pro objekty, jako je binární systém neutronových hvězd Circinus X-1 nebo binární systém černé díry Cygnus X-1 , neočekává se, že by předmět zabírající střed disku byl něčím z třídit; naproti tomu nová hypotéza naznačila, že ústředním objektem je ve skutečnosti hvězda typu B5.

Další hypotéza astronomů Alastair GW Cameron a Richard Stothers uvádí, že společník Epsilon Aurigae A je černá díra , která spotřebovává pevné částice z mraku soumraku, který obchází její horizont událostí, který vysílá infračervené světlo detekované ze Země . Tato hypotéza byla od té doby považována za zastaralou a zavrženou.

Epsilon Aurigae byl zaměřen na pozorování pozorovateli Mezinárodního roku astronomie v letech 2009 až 2011, což jsou tři roky, které překrývaly jeho poslední zatmění.

Povaha systému

Jasná hvězda třídy F a společník Hvězda třídy B obklopená zaprášeným diskem (dojem umělce)

Povaha systému Epsilon Aurigae je nejasná. Již dlouho je známo, že se skládá alespoň ze dvou složek, které podléhají pravidelným zatměním s neobvyklým stmíváním s plochým dnem každých 27 let. Počáteční vysvětlení s mimořádně velkými difuzními hvězdami, černými dírami a disky ve tvaru zvláštních koblih již nejsou přijímána. Nyní existují dvě hlavní vysvětlení, která mohou vysvětlit známé pozorované charakteristiky: model s vysokou hmotností, kde primární je žlutý supergiant kolem 15  M ☉ ; a model s nízkou hmotností, kde primární je asi 2  M ☉ a méně zářivě vyvinutá hvězda.

Variace na model s vysokou hmotností byly vždy populární, protože primární hvězdou je podle všeho velká superobří hvězda. Spektroskopicky je to rané F nebo pozdní A se světelnou třídou Ia nebo Iab. Odhady vzdálenosti důsledně vedou k jasům očekávaným u jasného superobra , i když v publikovaných hodnotách vzdálenosti jsou velké rozdíly. Měření paralaxy Hipparcos má chybu chyby tak velkou, jako je samotná hodnota, takže odvozená vzdálenost bude pravděpodobně od 355 do 4 167 parsek. Gaia dat Release 2 paralaxa je poněkud přesnější, což vede k vzdálenosti1 350 ± 350 ly , směrem k dolnímu konci odhadů jinými metodami. Hlavní problém s vysokou hmotnostní modelu je povaha sekundární, který vyžaduje známé funkce hmotnostní mít hmotnost srovnatelnou s primární, v rozporu s pozorováními, kde se jeví jako B-typu hlavní posloupnosti hvězdy . Sekundární může být blízká dvojhvězda zahrnující dvě hvězdy hlavní sekvence s nižší hmotností nebo složitější systém.

Model s nízkou hmotností, nedávno propagovaný projektem Citizen Sky , navrhuje, aby primární byla vyvinutá asymptotická hvězda obří větve o velikosti 2–4  M ☉ . To závisí na odhadech vzdálenosti a svítivosti nižší než u většiny pozorování. Hvězda by byla pro danou hmotnost neobvykle velká a jasná obří hvězda, pravděpodobně v důsledku velmi vysokého úbytku hmotnosti. Aby odpovídala pozorovaným zatměním a orbitálním datům, sekundární je docela normální hvězda hlavní sekvence B asi 6  M ☉ vložená do tlustého disku viditelného téměř na okraji.

Samotná oběžná dráha je nyní poměrně dobře určena, nakloněná k Zemi o více než 87 stupňů. Primární a sekundární jsou od sebe vzdáleny asi 35 AU (v modelu s vysokou hmotností), což je dále než planeta Neptun od Slunce . V modelu s nízkou hmotností je separace pouze 18 AU.

Viditelná součást

Systém ε Aurigae během zatmění (dojem umělce)

Viditelná složka, Epsilon Aurigae A, je semiregulární pulzující post-asymptotická hvězda obří větve patřící do spektrální třídy F0. Tato hvězda typu F má zhruba 143 až 358krát větší průměr než Slunce a je 37 875krát jasnější. (Spolehlivé zdroje se v odhadech obou veličin značně liší.) Pokud by byla hvězda v pozici Slunce, obklopila by Merkur a možná i Venuši. Hvězdy typu F, jako je Epsilon Aurigae, mají tendenci svítit bíle a vykazovat silné linie absorpce ionizovaného vápníku a slabé linie absorpce vodíku; jako třída nad Sluncem (což je hvězda typu G) jsou hvězdy typu F typicky teplejší než hvězdy podobné slunci. Mezi další hvězdy typu F patří Procyonova primární hvězda, nejjasnější hvězda v souhvězdí Canis Minor .

Supergiant pulzuje a vykazuje malé odchylky jasu a spektrálních čar. Pulzacím byla dána perioda 67 a 123 dní s amplitudou asi 0,05 magnitudy. Profily mnoha spektrálních čar ukazují variace, které by se daly očekávat od pulzujícího superobra, ale není jasné, zda mají stejnou periodu jako variace jasu. Tam může být malá změna v efektivní teploty od fotosféry jako hvězda pulsuje.

Zatemňující složka

Zatemňující složka vyzařuje poměrně nevýznamné množství světla a ve viditelném světle ji nelze přímo vidět. Ve středu objektu však byla objevena vyhřívaná oblast. Je široce považován za zaprášený disk obklopující hvězdu hlavní posloupnosti třídy B. Modelování spektrální distribuce energie pro ε Aurigae jako celek produkuje nejlepší shodu s hvězdou B5V ve středu disku. Taková hvězda by měla hmotnost kolem 5,9  M ☉ . Pozorovaná oběžná dráha za předpokladu docela normálního superobra typu F pro primární hvězdu vyžaduje sekundární s hmotností přes 13  M ☉ . Model s nízkou hmotností akceptuje sekundární 5,9  M ☉, a proto také vyžaduje primární primár s nízkou hmotností. Model s vysokou hmotností přijímá normální superobr primární hmoty a argumentuje dvojicí hvězd typu B nebo neobvyklou jedinou hvězdou s vyšší hmotností.

Disk kolem sekundární hvězdy je široký 3,8 AU, tlustý 0,475 AU a blokuje asi 70% světla, které jím prochází, což umožňuje určité světlo z primární hvězdy vidět i během zatmění. Vyzařuje jako 550 K černé tělo .

Pozorování

„Epsilon aurigae variabilní hvězdicový graf“
Srovnávací tabulka pro ε Aurigae: očíslované hvězdy jsou srovnávací hvězdy s čísly udávajícími srovnávací jas hvězd v magnitudách (běžně bez desetinné čárky, což může být zaměněno s hvězdou)

Hvězdu lze snadno najít díky její jasnosti a zjevné blízkosti ke hvězdě Capella . Jedná se o vrchol rovnoramenného trojúhelníku tvořícího „nos“ souhvězdí Aurigy. Hvězda je dostatečně jasná, aby byla vidět z většiny městských lokalit s mírným množstvím světelného znečištění .

Pozorovatelé vizuálních proměnných hvězd odhadují jeho jas porovnáním jeho jasu s blízkými hvězdami se známou hodnotou jasu. To lze provést interpolací jasu proměnné mezi dvěma srovnávacími hvězdami nebo individuálním odhadem rozdílu velikosti mezi proměnnou a několika různými srovnáními. Opakování pozorování v různých nocích umožňuje vytvoření světelné křivky ukazující kolísání jasnosti hvězdy. V praxi jsou vizuální proměnné odhady hvězd od mnoha pozorovatelů statisticky kombinovány, aby poskytly přesnější výsledky.

Občanská obloha

National Science Foundation udělila AAVSO grant tříletý financovat občan vědecký projekt postavený kolem 2009-2011 zatmění. Projekt s názvem Citizen Sky organizuje a školí účastníky, aby pozorovali zatmění a hlásili svá data do centrální databáze. Účastníci navíc pomohou ověřit a analyzovat data při testování vlastních teorií a publikování původních článků z výzkumu v recenzovaném astronomickém časopise.

Reference

externí odkazy