Epsilon Aurigae

Epsilon Aurigae ( ε Aur / ε Aurigae ) je hvězda v souhvězdí Auriga . Má několik historických názvů:

• Almaaz (Almaaz), Maaz (Maaz), Al Maz (Al-Ma'z) pravděpodobně z arabského „koza“ nebo „dítě“, protože ve starověku to bylo součástí katastrofy Koza s kozami [7] .
• Al Anz  - etymologie této varianty není známa, ale uvádí ji Qazvini [8] .

Stručný popis

Epsilon Aurigae je zákrytová dvojhvězda skládající se z jasné staré hvězdy ( veleobra F0 ) a neviditelného společníka, o kterém se v současnosti předpokládá, že je hvězdou třídy B. Epsilon Aurigae se jasnost snižuje od +2,92 m každých 27 let až do velikosti +3,83 m [9 ] . Toto ztmavnutí trvá 640-730 dní [10] . Kromě této zákrytové variability má systém také mírnou pulzaci s periodou přibližně 66 dnů [11] . Systém leží ve vzdálenosti přibližně 2000 světelných let od Země .

Trpasličí společník Epsilon Aurigae byl vždy středem vášnivých debat, protože na objekt své velikosti vydává překvapivě málo světla [11] . Od roku 2008 (před pozorováním Spitzerem v roce 2009) byl nejpřijímanějším modelem pro společníka binární systém obklopený masivním, neprůhledným prachovým diskem . Od teorií, že objektem je velká průsvitná hvězda nebo černá díra , vědci upustili.

Historie pozorování

Přestože je hvězda viditelná pouhým okem, její proměnlivost si všiml až v roce 1821 Johann Fritsch. První pravidelná pozorování, která trvala od roku 1842 do roku 1848, provedli německý matematik Eduard Heis a pruský astronom Friedrich Wilhelm Argelander . Data od Hayese a Argelandera ukázala, že hvězda se do roku 1847 výrazně ztlumila. Epsilon Aurigae se vrátil do „normálního stavu“ v září následujícího roku [11] . Od té doby bylo shromážděno více údajů. Pozorování ukázala, že Al Anz spolu se změnami jasnosti po dlouhou dobu vykazuje i krátkodobé změny jasnosti [11] . K novějším zatměním došlo mezi lety 1874 a 1875 a poté téměř o třicet let později, mezi lety 1901 a 1902 [11] .

Hans Ludendorff , který také pozoroval Epsilon Aurigae, byl první, kdo provedl podrobnou studii hvězdy. V roce 1904 publikoval článek v Astronomische Nachrichten s názvem Untersuchungen über den Lichtwechsel von ε Aurigae ( Vyšetřování malých odchylek v jasnosti ε Aurigae ), kde navrhl, že hvězda je zákrytová proměnná typu Algol a skládá se ze dvou složek. [11] .

Pozorování Epsilon Aurigae jsou věnována Mezinárodnímu roku astronomie a probíhají od roku 2009 do roku 2011, tedy tři roky, ve kterých k zatmění dochází [12] .

Spitzerova pozorování, 2009

V lednu 2010 na schůzce Americké astronomické společnosti Donald Hoard, mluvčí Spitzerova teleskopu NASA na Kalifornském technologickém institutu v Pasadeně  , oznámil, že pozorování z vesmírného dalekohledu ukazují, že systém Epsilon Aurigae se skládá z malá umírající hvězda s relativně malou hmotností (mnohem menší než typická hvězda spektrálního typu F), periodicky zastíněná hvězdou třídy B obklopenou prachovým diskem . Tohoto výsledku bylo dosaženo fotografováním na milisekundové expozice namísto přímých dlouhých (stovky sekund) expozic. To se provádí za účelem snížení citlivosti dalekohledu a zabránění hvězdě „rozsvítit“ pole CCD . Další zpracování informací ukázalo přítomnost částic v cirkumstelárním disku, které jsou svou velikostí více podobné štěrku než prachu. [13]

Systémové komponenty a variabilita

Systém Epsilon Aurigae je v současné době intenzivně studován pomocí pozorování v rámci programů Spitzer a Citizen Sky , a proto se složení hvězdného systému a jeho vlastnosti neustále zpřesňují.

Dříve se předpokládalo, že dvojice sestává z jednoho veleobra spektrálního typu F a masivní, matné zákrytové složky, jejíž přesná povaha nebyla známa. V roce 1985 byl navržen model, že by to mohl být disk prachu, který by mohl obklopovat jednu hvězdu nebo druhý binární systém [11] . Tyto dvě složky se vzájemně zatmí každých 27,1 let a každé zatmění trvá přibližně dva roky [14] . Kolem poloviny zatmění systém mírně zvýší svou jasnost. To ukazuje na přítomnost otvoru ve středu zákrytového disku. Veleobra je obklopena diskem prachu ve vzdálenosti téměř třiceti AU . e. , což odpovídá vzdálenosti od planety Neptun ke Slunci . [15] .

Viditelná součást

Viditelná složka, Epsilon Aurigae A , je semipravidelný pulzující supergiant spektrálního typu F0 [11] . Má velikost 100-200 slunečních poloměrů a je 40 000 - 60 000 krát jasnější než Slunce . Pokud by taková hvězda byla na místě Slunce , pohltila by Merkur a možná i Venuši . Hvězdy třídy F jsou bílé a vykazují silné čáry absorpce ionizovaného vápníku a slabé čáry absorpce vodíku . Hvězdy třídy F jsou žhavější než hvězdy jako Slunce (což je hvězda třídy G) [16] . Typickými zástupci třídy F jsou Procyon [17] , nejjasnější hvězda v souhvězdí Canis Minor , a Canopus , druhá nejjasnější hvězda na noční obloze a nejjasnější v souhvězdí Carina [18] .

Zákrytová složka

Zákrytová složka vyzařuje zanedbatelné množství světla a je neviditelná pouhým okem ( k hledání je potřeba dalekohled ). Ve středu objektu však byla nalezena horká oblast. Přesný tvar zákrytové složky není znám. Hypotézy týkající se povahy tohoto druhého objektu byly navrženy v článcích citovaných v [11] . Tři z nich přitáhly velkou pozornost vědecké komunity.

První hypotézu předložili v roce 1937 astronomové Gerard Kuiper , Otto Struve a Bengt Strömgren , kteří navrhli, že Epsilon Aurigae je binární systém obsahující veleobra F2 a extrémně chladnou „průsvitnou“ hvězdu, která zcela zastíní svého společníka. Zákrytová hvězda by však rozptylovala světlo emitované společníkem a vedlo by k pozorovanému poklesu jasnosti. Rozptýlené světlo by bylo na Zemi detekováno jako hvězda viditelná pouhým okem, ačkoli toto světlo by bylo výrazně zeslabeno [11] . Takto byla tato hypotéza popsána v roce 1986 v knize F. Yu. Siegela „Poklady hvězdné oblohy“:

Důkladná analýza spektra a světelné křivky ε Aurigae, kterou v roce 1937 provedli slavní američtí astrofyzikové D. Kuiper, O. Struve a B. Strömgren, je dovedla k pozoruhodným závěrům.

Systém ε Aurigae se skládá ze dvou hvězd – viditelné a neviditelné. Ten, který vidíme v souhvězdí Auriga jako nažloutlou hvězdu v průměru téměř 4 m, je obrovský veleobr s povrchovou teplotou 6600 K. Tato hvězda je 36krát hmotnější než Slunce a 190krát větší než její průměr. Ale její velikost bledne ve srovnání s velikostí druhé hvězdy, největší ze všech, kterou jen známe. Jeho průměr je 2 700krát větší než průměr Slunce. Uvnitř by se volně vešly oběžné dráhy všech planet, od Merkuru po Saturn včetně. …

I přes monstrózní velikost druhé složky je její svítivost nízká a téměř stejná jako u Slunce. Viditelná jasnost největší z hvězd se blíží 16 m a její úhlová vzdálenost od souseda je 0,03". Vzhledem k obrovskému rozdílu ve viditelné jasnosti složek zatím není možné tuto dvojici opticky „oddělit“ .

Proč má hvězda Epsilon A s neuvěřitelně velkou velikostí tak nepatrnou svítivost? Tajemstvím, jak se ukázalo, je, že tato hvězda je velmi studená (1 600 K na povrchu) a její záření je převážně v neviditelné infračervené oblasti. Navíc je jeho průměrná hustota tak nízká, že Epsilon A je průhledný; proto během zatmění touto hvězdou jejího souputníka nedochází k žádným změnám spektra. Ale proč tedy lesk Epsilonu B stále kolísá?

Podle amerických vědců Epsilon B, který vyzařuje světlo 10 000krát více než Slunce, ionizuje nejvzdálenější vrstvy infračervené hvězdy Epsilon A nejblíže k ní. z hvězd bude za druhou a „ionizační skvrna“ ji bude blokovat. pozemskému pozorovateli jas hvězdy Epsilon B slábne, protože ionizované plyny jsou méně průhledné než neionizované. Toto důmyslné vysvětlení je plně v souladu se všemi pozorovacími údaji. Tolik informací lze získat analýzou světelných paprsků.

Americký astronom Su-Shu Huang publikoval v roce 1965 článek, který nastínil vady modelu Kuiper-Struve-Stromgren a navrhl, že společníkem je diskový systém viděný zboku ze Země [11] . Robert Wilson v roce 1971 navrhl, že v disku je díra, která je možnou příčinou náhlého zvýšení jasu systému uprostřed zatmění [11] . V roce 2005 byl systém pozorován v ultrafialové oblasti pomocí dalekohledu FUSE . Protože systém nevyzařoval energii rychlostí, která je typická pro objekty, jako je dvojhvězda neutronová hvězda Circulus X-1 nebo binární systém černé díry , jako je Cygnus X-1 , je nepravděpodobné, že by objekt okupující střed disku byl ničím jiným. podobný; naopak se předpokládalo, že centrálním objektem je hvězda spektrálního typu B5 [11] . Poloměr disku se odhaduje na 3,8 AU  . tloušťka je  0,475a . e. a teplota je 550±50 K [1] .

Další komponenty

V systému jsou i další hvězdy, jejichž parametry jsou uvedeny v tabulce [9]

Podmínky pozorování

Hvězdu lze na noční obloze snadno najít díky její jasnosti a blízkosti Capelly . Je to vrchol rovnoramenného trojúhelníku, který tvoří „nos“ vozu Charioteer . Hvězda je dostatečně jasná, aby byla viditelná i v městském prostředí s mírným množstvím světelného znečištění . Vizuální posouzení proměnlivosti hvězdy lze provést jejím porovnáním se sousedními hvězdami o známé velikosti. Protože je hvězda poměrně jasná, fotometrická pozorování musí být prováděna pomocí zařízení s velmi velkým zorným polem, jako jsou fotoelektrické fotometry nebo DSLR kamery . Plán zatmění je dostupný v [19] a první zprávy o začátku nového zatmění se objevily v červenci 2009 [20] .

Amatérské nebe

Americká národní vědecká nadace udělila AAVSO tříletý grant na financování projektu určeného ke studiu zatmění Epsilon Aurigae v letech 2009-2011. [21] [22] [23] Projekt nazvaný "Amatérské nebe" [24] ( Občanské nebe ) organizuje pozorování zatmění a možnost hlásit zjištění do centrální databáze. Kromě toho mohou účastníci pomoci analyzovat data testováním svých vlastních teorií a publikováním původních výzkumných prací v recenzovaném astronomickém časopise.

Poznámky

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Tabulka vlastností systému (Občanské nebe) (odkaz není k dispozici) . Datum přístupu: 13. února 2010. Archivováno z originálu 11. ledna 2016. (neurčitý) 
2. ↑ SIMBAD . _ - Al Anz v databázi SIMBAD . Staženo: 7. ledna 2010.  
3. ↑ Hardorp J., Theile I., Voigt HH Luminous Stars in the Northern Milky Way - 1965. - V. 5. - S. 0.
4. ↑ Gray R. O., Garrison R. F. The early F-type stars – Upřesněná klasifikace, konfrontace se Stromgrenovou fotometrií a účinky rotace  // The Astrophysical Journal : Supplement Series – American Astronomical Society , 1989. – Vol. 69.—S. 301–321. — ISSN 0067-0049 ; 1538-4365 – doi:10.1086/191315
5. ↑ 1 2 Luck R. E. Parametry a abundance u svítících hvězd  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2014. - Vol. 147, Iss. 6. - S. 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. Rotační rychlosti hvězd typu A na severní polokouli. II. Měření v sini  (anglicky) // Astron. Astrophys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2002. - Vol. 393, Iss. 3. - S. 897-911. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361:20020943 - arXiv:astro-ph/0205255
7. ↑ Arabská jména hvězd.  (anglicky)  (nedostupný odkaz) . Datum přístupu: 7. ledna 2010. Archivováno z originálu 2. února 2008.
8. ↑ Richard Hinckley Allen. Auriga, vozataj nebo vozataj // Hvězdná jména - jejich tradice a význam . - 1899.  (anglicky)
9. ↑ 1 2 Al Anz na Alcyone 
10. ↑ "Hvězda" našeho projektu  (anglicky)  (nepřístupný odkaz) . Datum přístupu: 7. ledna 2010. Archivováno z originálu 13. srpna 2009.
11. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Proměnná hvězda sezóny, leden 2008 Epsilon Aurigae  (eng.)  (nedostupný odkaz) . Archivováno z originálu 17. prosince 2009.
12. ↑ Citizen Science: The International Year of Astronomy  (anglicky)  (odkaz není dostupný) . Mezinárodní rok astronomie . en: Americká astronomická společnost (2008). Datum přístupu: 7. ledna 2010. Archivováno z originálu 5. prosince 2008.
13. ↑ Záhada staleté hvězdy se blíží ke konci , Whitney Clavin, Jet Propulsion Laboratory , 5. ledna 2010 
14. ↑ Almaaz  (anglicky)  (downlink) . HVĚZDY (2008). Získáno 7. ledna 2010. Archivováno z originálu 11. prosince 2012.
15. ↑ Uran: Facts & Figures  (anglicky)  (odkaz není dostupný) . Průzkum sluneční soustavy . Národní úřad pro letectví a vesmír (2007). Datum přístupu: 7. ledna 2010. Archivováno z originálu 9. dubna 2014.
16. ↑ Hvězdná spektrální klasifikace  (anglicky)  (nepřístupný odkaz) . HyperFyzika . Státní univerzita v Georgii (2001). Získáno 7. ledna 2010. Archivováno z originálu 2. ledna 2009.
17. ↑ Záznam databáze pro Procyon AB  (anglicky)  (stahovací odkaz) . SIMBAD . Centre de Données astronomiques de Strasbourg (2008). Datum přístupu: 7. ledna 2010. Archivováno z originálu 12. srpna 2014.
18. ↑ Záznam databáze pro Canopus  (anglicky)  (stahování) . SIMBAD . Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Datum přístupu: 7. ledna 2010. Archivováno z originálu 8. srpna 2014.
19. ↑ Domovská stránka kampaně Epsilon Aurigae Eclipse  (anglicky)  (odkaz není k dispozici) . Získáno 7. ledna 2010. Archivováno z originálu 12. ledna 2010.
20. ↑ Epsilon Aurigae's Eclipse Begins  (anglicky)  (nepřístupný odkaz - historie ) .
21. ↑ Wired.com: Reach for the Citizen Sky  (anglicky)  (odkaz není k dispozici) . Získáno 1. října 2017. Archivováno z originálu 17. února 2014.
22. ↑ Astronomy.com : Citizen Sky vyšetřuje Epsilon Aurigae  . Získáno 7. ledna 2010. Archivováno z originálu 14. dubna 2012.
23. ↑ Mezinárodní rok astronomie: Občanské nebe zve veřejnost, aby pomohla vyřešit hvězdnou záhadu  (  nepřístupný odkaz) . Datum přístupu: 7. ledna 2010. Archivováno z originálu 25. července 2011.
24. ↑ Občanské nebe  . Archivováno z originálu 1. prosince 2016. Tříletý občanský vědecký projekt zaměřený na Epsilon Aurigae

Odkazy

• Video na YouTube popisující Epsilon Aurigae s Lite-Brite
• Encyklopedie Davida Darlinga
• Epsilon Aurigae - zatmění jednou za 27 let!
• Pozorovací místo Epsilon Aurigae
• Mystery of the Dying Star (AKD na Astronetu) 8. ledna 2010

Slovníky a encyklopedie	Britannica (online)
V bibliografických katalozích	J9U : 987007552903405171 LCCN : sh85044482