Epsilon Aurigae

Epsilon Aurigae ( ε Aur / ε Aurigae) on tähti Aurigan tähdistössä . Sillä on useita historiallisia nimiä:

• Almaaz (Almaaz), Maaz (Maaz) , Al Maz (Al-Ma'z) oletettavasti peräisin arabian kielestä "vuohi" tai "poika", koska muinaisina aikoina se oli osa katastrofia Vuohi vuohien kanssa [7] .
• Al Anz  - tämän muunnelman etymologiaa ei tunneta, mutta sen on antanut Qazvini [8] .

Lyhyt kuvaus

Epsilon Aurigae on pimentävä binääri , joka koostuu kirkkaasta vanhasta tähdestä ( F0- superjättiläinen ) ja näkymättömästä seuralaisesta, jonka tällä hetkellä uskotaan olevan luokan B tähti. Epsilon Aurigae himmenee kirkkautensa +2,92 metristä 27 vuoden välein aina +3,83 metrin magnitudiin asti [9 ] . Tämä tummuminen kestää 640-730 päivää [10] . Tämän pimennysvaihtelun lisäksi järjestelmässä on myös pientä pulsaatiota, joka kestää noin 66 päivää [11] . Järjestelmä sijaitsee noin 2 000 valovuoden etäisyydellä Maasta .

Kääpiöinen Epsilon Aurigae -kumppani on aina ollut kiihkeän keskustelun keskipisteessä, sillä se säteilee yllättävän vähän valoa kokoonsa nähden [11] . Vuodesta 2008 (ennen vuoden 2009 Spitzer-havaintoja) hyväksytyin malli seuralaiselle oli binäärijärjestelmä, jota ympäröi massiivinen, läpinäkymätön pölylevy . Tutkijat ovat luopuneet teorioista, joiden mukaan kohde on suuri läpikuultava tähti tai musta aukko .

Havaintohistoria

Huolimatta siitä, että tähti näkyy paljaalla silmällä, Johann Fritsch huomasi sen vaihtelun vasta vuonna 1821. Ensimmäiset säännölliset havainnot, jotka kestivät vuosina 1842-1848, suorittivat saksalainen matemaatikko Eduard Heis ja preussilainen tähtitieteilijä Friedrich Wilhelm Argelander . Hayesin ja Argelanderin tiedot osoittivat, että tähti oli muuttunut huomattavasti himmeämmäksi vuoteen 1847 mennessä. Epsilon Aurigae palasi "normaaliksi" seuraavan vuoden syyskuussa [11] . Sen jälkeen dataa on kerätty lisää. Havainnot ovat osoittaneet, että Al Anz, samoin kuin kirkkauden muutokset pitkällä aikavälillä, osoittaa myös lyhytaikaisia ​​muutoksia kirkkaudessa [11] . Uudemmat pimennykset tapahtuivat vuosina 1874–1875 ja sitten lähes kolmekymmentä vuotta myöhemmin, vuosina 1901–1902 [11] .

Hans Ludendorff , joka myös tarkkaili Epsilon Aurigaea, oli ensimmäinen, joka teki yksityiskohtaisen tutkimuksen tähdestä. Vuonna 1904 hän julkaisi Astronomische Nachrichten -lehdessä artikkelin Untersuchungen über den Lichtwechsel von ε Aurigae ( ε Aurigaen kirkkauden pienten vaihteluiden tutkimukset ), jossa hän ehdotti, että tähti on Algol-tyyppinen pimennysmuuttuja ja koostuu kahdesta komponentista. [11] .

Epsilon Aurigae -havainnot on omistettu kansainväliselle tähtitieteen vuodelle, ja niitä tehdään vuosina 2009–2011, eli kolme vuotta, jolloin pimennys tapahtuu [12] .

Spitzerin havainnot, 2009

Tammikuussa 2010 American Astronomical Societyn kokouksessa Donald Hoard, NASAn Spitzer Telescope Control Centerin tiedottaja Kalifornian teknologiainstituutissa Pasadenassa , kertoi, että avaruusteleskoopin  havainnot osoittavat, että Epsilon Aurigae -järjestelmä koostuu pieni kuoleva tähti, jonka massa on suhteellisen pieni (paljon pienempi kuin tyypillinen spektrityypin F tähti), jota ajoittain varjostaa luokan B tähti, jota ympäröi pölylevy . Tämä tulos saavutettiin kuvaamalla millisekunnin valotuksella suorien pitkien (satojen sekuntien) valotuksen sijaan. Tämä tehdään kaukoputken herkkyyden vähentämiseksi ja tähden estämiseksi "sytyttämästä" CCD-järjestelmää . Tietojen jatkokäsittely osoitti, että tähtien ympärillä olevassa kiekossa oli hiukkasia, jotka ovat kooltaan enemmän soraa kuin pölyä muistuttavia. [13]

Järjestelmäkomponentit ja vaihtelevuus

Epsilon Aurigae -järjestelmää tutkitaan parhaillaan intensiivisesti Spitzer- ja Citizen Sky -ohjelmien havaintojen avulla, ja siksi tähtijärjestelmän koostumusta ja sen ominaisuuksia jalostetaan jatkuvasti.

Parin uskottiin aiemmin koostuvan yhdestä spektrityypin F superjättiläisestä ja massiivisesta, himmeästä pimennyskomponentista, jonka tarkkaa luonnetta ei tiedetty. Vuonna 1985 ehdotettiin mallia, jonka mukaan se voisi olla pölykiekko, joka voisi ympäröidä yhtä tähteä tai toinen binäärijärjestelmä [11] . Nämä kaksi komponenttia pimentävät toisensa 27,1 vuoden välein, ja kukin pimennys kestää noin kaksi vuotta [14] . Pimennyksen puolivälissä järjestelmä lisää hieman kirkkautta. Tämä osoittaa, että pimennyslevyn keskellä on reikä. Superjättiläistä ympäröi pölylevy lähes kolmenkymmenen AU:n etäisyydellä . e. , joka vastaa etäisyyttä Neptunuksen planeetalta aurinkoon . [15] .

Näkyvä komponentti

Näkyvä komponentti, Epsilon Aurigae A , on puolisäännöllinen sykkivä spektrityypin F0 superjättiläinen [11] . Sen koko on 100-200 auringon sädettä ja se on 40 000 - 60 000 kertaa kirkkaampi kuin aurinko . Jos tällainen tähti olisi Auringon sijasta , se nielaisi Merkuriuksen ja mahdollisesti Venuksen . Luokan F tähdet ovat valkoisia ja niissä on vahvat ionisoidut kalsiumin absorptioviivat ja heikot vedyn absorptioviivat . Luokan F tähdet ovat kuumempia kuin tähdet, kuten Aurinko (joka on luokan G tähti) [16] . Tyypillisiä F-luokan edustajia ovat Procyon [17] , Canis Minorin tähdistön kirkkain tähti , ja Canopus , yötaivaan toiseksi kirkkain tähti ja Carinan tähdistön kirkkain [18] .

Pimentävä komponentti

Pimennyskomponentti lähettää merkityksettömän määrän valoa ja on näkymätön paljaalla silmällä ( etsimiseen tarvitaan kaukoputki ). Kohteen keskeltä löytyi kuitenkin kuuma alue. Pimennyskomponentin tarkkaa muotoa ei tunneta. Tämän toisen kohteen luonnetta koskevia hypoteeseja on esitetty julkaisussa [11] . Kolme niistä on herättänyt suurta huomiota tiedeyhteisössä.

Ensimmäisen hypoteesin esittivät vuonna 1937 tähtitieteilijät Gerard Kuiper , Otto Struve ja Bengt Strömgren , jotka ehdottivat, että Epsilon Aurigae on binäärijärjestelmä, joka sisältää F2- superjättiläisen ja erittäin kylmän "läpinäkyvän" tähden, joka ylittää täysin kumppaninsa. Pimentävä tähti kuitenkin hajottaisi kumppanin lähettämän valon ja johtaisi havaittuun kirkkauden heikkenemiseen. Sironnut valo havaittaisiin maan päällä paljaalla silmällä näkyvänä tähdenä, vaikka tämä valo vaimenisi merkittävästi [11] . Näin tätä hypoteesia kuvattiin vuonna 1986 F. Yu. Siegelin kirjassa "Treasures of the Starry Sky":

Kuuluisat amerikkalaiset astrofyysikot D. Kuiper, O. Struve ja B. Strömgren tekivät vuonna 1937 perusteellisen analyysin ε Aurigaen spektristä ja valokäyrästä, mikä johti hämmästyttäviin päätelmiin.

ε Aurigae -järjestelmä koostuu kahdesta tähdestä - näkyvästä ja näkymättömästä. Aurigan tähdistössä keltaisena tähtenä , jonka keskipituus on lähes 4 metriä, on valtava superjättiläinen, jonka pintalämpötila on 6600 K. Tämä tähti on 36 kertaa massiivinen kuin aurinko ja 190 kertaa sen halkaisija. Mutta sen koko kalpenee verrattuna toisen tähden kokoon, joka on suurin kaikista, jonka vain tunnemme. Sen halkaisija on 2700 kertaa Auringon halkaisija. Sisälle se sopisi vapaasti kaikkien planeettojen kiertoradalle Merkuriuksesta Saturnukseen mukaan lukien. …

Huolimatta toisen komponentin hirvittävästä koosta, sen kirkkaus on alhainen ja lähes yhtä suuri kuin Auringon. Suurimman tähtien näkyvä kirkkaus on lähellä 16 m ja sen kulmaetäisyys naapurista on 0,03". Komponenttien näkyvän kirkkauden valtavan eron vuoksi tätä paria ei ole vielä mahdollista "erottaa" optisesti .

Miksi uskomattoman suurella tähdellä Epsilon A on niin merkityksetön kirkkaus? Osoittautuu, että salaisuus on, että tämä tähti on erittäin kylmä (1 600 K pinnalla) ja sen säteily on pääasiassa näkymätöntä infrapuna-aluetta. Lisäksi sen keskimääräinen tiheys on niin pieni, että Epsilon A on läpinäkyvä; siksi tämän seuralaisensa tähden pimennysten aikana spektrissä ei tapahdu muutoksia. Mutta miksi Epsilon B:n loisto siis edelleen vaihtelee?

Amerikkalaisten tutkijoiden mukaan Epsilon B, joka säteilee 10 000 kertaa enemmän valoa kuin Aurinko, ionisoi sitä lähinnä olevan infrapunatähden Epsilon A:n uloimpia kerroksia toisen taakse ja "ionisaatiopiste" estää sen maallinen tarkkailija, Epsilon B -tähden kirkkaus heikkenee, koska ionisoidut kaasut ovat vähemmän läpinäkyviä kuin ionisoimattomat. Tämä nerokas selitys on täysin yhdenmukainen kaikkien havaintojen kanssa. Näin paljon tietoa voidaan saada valonsäteiden analysoinnista.

Amerikkalainen tähtitieteilijä Su-Shu Huang julkaisi vuonna 1965 artikkelin, jossa hahmoteltiin Kuiper-Struve-Stromgren-mallin viat ja ehdotettiin, että kumppani on levyjärjestelmä, joka nähdään reunasta Maasta [11] . Robert Wilson ehdotti vuonna 1971, että levyssä on reikä, mikä on mahdollinen syy järjestelmän äkilliseen kirkkauden lisääntymiseen keskellä pimennystä [11] . Vuonna 2005 järjestelmää tarkkailtiin ultraviolettialueella FUSE -teleskoopilla . Koska järjestelmä ei emittoinut energiaa nopeudella, joka on tyypillistä objekteille, kuten neutronitähtien binäärille Circulus X-1 tai mustan aukon binäärijärjestelmälle, kuten Cygnus X-1 , levyn keskellä oleva esine ei todennäköisesti ole mikään samanlainen; päinvastoin oletettiin, että keskuskohde on spektrityypin B5 tähti [11] . Levyn säteen on arvioitu olevan 3,8 AU  . eli paksuus on 0,475  a. e. , ja lämpötila on 550±50 K [1] .

Lisäkomponentit

Järjestelmässä on myös muita tähtiä, joiden parametrit on annettu taulukossa [9]

Havaintoehdot

Tähti on helppo löytää yötaivaalta sen kirkkauden ja Capellan läheisyyden ansiosta . Se on tasakylkisen kolmion huippu, joka muodostaa Charioteerin "nenän" . Tähti on tarpeeksi kirkas ollakseen näkyvissä myös kaupunkiympäristöissä, joissa valosaaste on kohtalainen . Tähden vaihtelevuuden visuaalinen arvio voidaan tehdä vertaamalla sitä naapuritähtiin, joiden magnitudi on tunnettu. Koska tähti on melko kirkas, fotometriset havainnot on tehtävä laitteilla, joilla on erittäin suuri näkökenttä, kuten valosähköisillä fotometreillä tai DSLR - kameroilla . Pimennysaikataulu on saatavilla vuonna [19] , ja ensimmäiset raportit uuden pimennyksen alkamisesta ilmestyivät heinäkuussa 2009 [20] .

Amatööritaivas

Yhdysvaltain kansallinen tiedesäätiö myönsi AAVSO :lle kolmivuotisen apurahan rahoittaakseen hanketta, jonka tarkoituksena oli tutkia Epsilon Aurigae -pimennystä vuosina 2009-2011. [21] [22] [23] Projekti, jonka nimi on "Amateur Sky" [24] ( Citizen Sky ), järjestää pimennyksen havaintoja ja mahdollisuuden raportoida löydökset keskustietokantaan. Lisäksi osallistujat voivat auttaa analysoimaan dataa testaamalla omia teorioitaan ja julkaisemalla alkuperäisiä tutkimuspapereita vertaisarvioidussa tähtitieteen lehdessä.

Muistiinpanot

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Järjestelmän ominaisuustaulukko (Citizen Sky) (linkki ei ole käytettävissä) . Käyttöpäivä: 13. helmikuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 11. tammikuuta 2016. (määrätön) 
2. ↑ SIMBAD . _ - Al Anz SIMBAD-tietokannassa . Haettu: 7. tammikuuta 2010.  
3. ↑ Hardorp J., Theile I., Voigt HH Valoisat tähdet pohjoisessa Linnunradassa - 1965. - V. 5. - S. 0.
4. ↑ Gray R. O., Garrison R. F. Varhaiset F-tyypin tähdet - Tarkennettu luokittelu, yhteenotto Stromgrenin fotometrian kanssa ja pyörimisen vaikutukset  // The Astrophysical Journal : Supplement Series - American Astronomical Society , 1989. - Voi. 69.—s. 301–321. — ISSN 0067-0049 ; 1538-4365 - doi: 10.1086/191315
5. ↑ 1 2 Luck R. E. Parametrit ja runsaudet valoisissa tähdissä  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2014. - Voi. 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. A-tyypin tähtien pyörimisnopeudet pohjoisella pallonpuoliskolla. II. Measurement of v sini  (englanniksi) // Astron. Astrofia. / T. Forveille - EDP Sciences , 2002. - Voi. 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. ↑ Tähtien arabiankieliset nimet.  (englanniksi)  (linkki ei ole käytettävissä) . Käyttöpäivä: 7. tammikuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 2. helmikuuta 2008.
8. ↑ Richard Hinckley Allen. Auriga, vaununkuljettaja tai vankkurit // Tähtienimet – niiden tarina ja merkitys . - 1899.  (englanniksi)
9. ↑ 1 2 Al Anz Alcyonessa 
10. ↑ Projektimme "tähti"  (englanniksi)  (pääsemätön linkki) . Käyttöpäivä: 7. tammikuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 13. elokuuta 2009.
11. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Kauden muuttuva tähti, tammikuu 2008 Epsilon Aurigae  (eng.)  (linkki ei saatavilla) . Arkistoitu alkuperäisestä 17. joulukuuta 2009.
12. ↑ Kansalaistiede: kansainvälinen tähtitieteen vuosi  (englanniksi)  (linkkiä ei ole saatavilla) . Kansainvälinen tähtitieteen vuosi . fi: American Astronomical Society (2008). Käyttöpäivä: 7. tammikuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 5. joulukuuta 2008.
13. ↑ Vuosisatoja vanha tähtimysteeri lähestyy loppuaan, Whitney Clavin, Jet Propulsion Laboratory , 5. tammikuuta 2010 
14. ↑ Almaaz  (englanniksi)  (downlink) . TÄHDET (2008). Haettu 7. tammikuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 11. joulukuuta 2012.
15. ↑ Uranus: Facts & Figures  (englanniksi)  (linkkiä ei ole saatavilla) . Aurinkokunnan tutkimus . Kansallinen ilmailu- ja avaruushallinto (2007). Käyttöpäivä: 7. tammikuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 9. huhtikuuta 2014.
16. ↑ Tähtien spektriluokitus  (englanniksi)  (linkki ei ole käytettävissä) . Hyperfysiikka . Georgia State University (2001). Haettu 7. tammikuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 2. tammikuuta 2009.
17. ↑ Tietokantamerkintä Procyon AB:lle  (englanniksi)  (downlink) . SIMBAD . Centre de Données astronomiques de Strasbourg (2008). Käyttöpäivä: 7. tammikuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 12. elokuuta 2014.
18. ↑ Canopuksen tietokanta  (englanniksi)  (downlink) . SIMBAD . Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Käyttöpäivä: 7. tammikuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 8. elokuuta 2014.
19. ↑ Epsilon Aurigae Eclipse -kampanjan kotisivu  (eng.)  (linkki ei ole käytettävissä) . Haettu 7. tammikuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 12. tammikuuta 2010.
20. ↑ Epsilon Aurigae's Eclipse Begins  (englanniksi)  (pääsemätön linkki - historia ) .
21. ↑ Wired.com: Reach for the Citizen Sky  (englanniksi)  (linkki ei ole käytettävissä) . Haettu 1. lokakuuta 2017. Arkistoitu alkuperäisestä 17. helmikuuta 2014.
22. ↑ Astronomy.com : Citizen Sky tutkii Epsilon Aurigaea  . Haettu 7. tammikuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 14. huhtikuuta 2012.
23. ↑ Kansainvälinen tähtitieteen vuosi: Citizen Sky kutsuu yleisöä auttamaan ratkaisemaan tähtimysteeriä  (  linkki, jota ei voi käyttää) . Käyttöpäivä: 7. tammikuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 25. heinäkuuta 2011.
24. ↑ Citizen Sky  . Arkistoitu alkuperäisestä 1. joulukuuta 2016. Kolmivuotinen kansalaistieteen projekti keskittyi Epsilon Aurigaeen

Linkit

• YouTube-video , jossa kuvataan Epsilon Aurigaea Lite-Brite-
• David Darlingin tietosanakirja
• Epsilon Aurigae - pimennys kerran 27 vuodessa!
• Epsilon Aurigae -havaintopaikka
• Mystery of the Dying Star (AKD Astronetissa) 8. tammikuuta 2010

Sanakirjat ja tietosanakirjat	Britannica (verkossa)
Bibliografisissa luetteloissa	J9U : 987007552903405171 LCCN : sh85044482