Эпсилон Возничего
Аль Анз | |||
---|---|---|---|
Двойная звезда | |||
Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0) |
|||
Прямое восхождение | 05ч 01м 58.1с +43° 49′ 24″ | ||
Склонение | 05ч 01м 58.1с +43° 49′ 24″ | ||
Расстояние | ~2000 св. лет (625 пк) | ||
Видимая звёздная величина (V) | Vmax = +2.92m, Vmin = +3.83m, P = 9892 д | ||
Созвездие | Возничий | ||
Астрометрия | |||
Лучевая скорость (Rv) | −2,5 ± 0,9 км/c | ||
Собственное движение | |||
• прямое восхождение | 0,18 mas в год | ||
• склонение | −2,31 mas в год | ||
Параллакс (π) | 1.53 ± 1.29 mas | ||
Абсолютная звёздная величина (V) | Vmax = -6.06m, Vmin = -5.15m, P = 9892 д | ||
Спектральные характеристики | |||
Показатель цвета | |||
• B−V | 0.54 | ||
• U−B | 0.30 | ||
Переменность | EA | ||
Элементы орбиты | |||
Период (P) | 27,1 лет | ||
Большая полуось (a) | 22.4 ms″ | ||
Эксцентриситет (e) | 0.07 | ||
Наклонение (i) | 87-89°v | ||
Узел (Ω) | 264° | ||
Эпоха периастра (T) | 33373.5 | ||
Аргумент перицентра (ω) | 0 | ||
Информация в базах данных | |||
SIMBAD | данные | ||
Звёздная система | |||
У звезды существует 2 компонента Их параметры представлены ниже: |
|||
|
|||
|
|||
Источники: [2] |
Эпсилон Возничего (ε Aur / ε Aurigae) — звезда в созвездии Возничего. Имеет несколько исторических названий:
- Алмааз (Almaaz), Мааз (Maaz), Ал Маз (Al-Ma’z) предположительно от арабского «козёл» или «козлёнок», поскольку в древности входило в катастеризм Коза с Козлятами[3].
- Ал Анз — этимология этого варианта неизвестна, но он приведён у Казвини[4].
Краткое описание
Эпсилон Возничего — затменно-двойная звезда, состоящая из яркой старой звезды (сверхгигант спектрального класса F0), и невидимого компаньона, который, как предполагается в настоящее время, является звездой класса B. Каждые 27 лет яркость Эпсилона Возничего уменьшается с +2,92m до +3,83m звёздной величины[5]. Это затемнение длится 640—730 дней[6]. В дополнение к этой затменной переменности у системы также есть небольшая пульсация с периодом приблизительно 66 дней[7]. Система находится на расстоянии приблизительно 2 000 световых лет от Земли.
Компаньон, затмевающий Эпсилон Возничего, всегда был в центре ожесточённых споров, так как он излучает удивительно мало света для объекта его размера[7]. На 2008 (до наблюдений Спитцера 2009 года), наиболее признанной моделью для компаньона была двойная система, окруженная массивным, непрозрачным пылевым диском. От теорий, что объект — большая полупрозрачная звезда или черная дыра, учёные отказались.
История наблюдений
![](https://cdn.xn--h1ajim.xn--p1ai/thumb.php?f=Artistic_rendering_of_the_Epsilon_Aurigae_star_system.png&width=300)
Несмотря на то, что звезда видима невооруженным глазом, её переменность заметил только в 1821 году Иоганн Фрич (Johann Fritsch). Первые регулярные наблюдения, продолжавшиеся с 1842 до 1848 гг, проводили немецкий математик Эдуард Хайс (Eduard Heis) и прусский астроном Фридрих Вильгельм Аргеландер. Данные Хайса и Аргеландера показали, что звезда стала значительно более тусклой к 1847. Эпсилон Возничего возвратился к «нормальному» состоянию, к сентябрю следующего года[7]. В последующее время было собрано больше данных. Наблюдения показали, что Аль Анз наряду с изменениями яркости в течение длительного периода, также показывает краткосрочные изменения яркости[7]. Более поздние затмения имели место между 1874 и 1875, а затем почти тридцать лет спустя, между 1901 и 1902[7].
Ганс Людендорфф, который также наблюдал Эпсилон Возничего, был первым, кто провёл детальное исследование звезды. В 1904 он издал в Astronomische Nachrichten статью под названием Untersuchungen über den Lichtwechsel von ε Aurigae (Исследования небольших изменений яркости ε Возничего), где предположил, что звезда является затменной переменной типа Алголя и состоит из двух компонентов[7].
Наблюдения Эпсилона Возничего приурочены к Международному году астрономии и проводятся с 2009 по 2011 гг., то есть три года, на которые приходится затмение[8].
Наблюдения Спитцера, 2009
В январе 2010 на встрече Американского Астрономического Общества Дональд Хоард — представитель научного центра по управлению телескопом Спитцер при НАСА в Калифорнийском технологическом институте в Пасадене — сообщил, что наблюдения космического телескопа показывают: система Эпсилон Возничего состоит из маленькой умирающей звезды с относительно небольшой массой (намного меньшей, чем у типичной звезды спектрального класса F), периодически затмеваемой звездой класса B, окружённой пылевым диском. Этот результат был достигнут с помощью съёмки на миллисекундных выдержках вместо непосредственной длительной (сотни секунд) экспозиции. Это делается для того, чтобы уменьшить чувствительность телескопа и не дать звезде «засветить» ПЗС-матрицу. Дальнейшая обработка информации показала присутствие в околозвездном диске частиц, размерами более похожими на гравий, чем на пыль.[9]
Компоненты системы и переменность
![](https://cdn.xn--h1ajim.xn--p1ai/thumb.php?f=Epsilon_Aurigae.jpg&width=300)
Система Эпсилон Возничего в настоящее время интенсивно изучается с помощью наблюдений в рамках программ Спитцер и Citizen Sky[англ.] и поэтому состав звездной системы и её особенности постоянно уточняются.
Пара, как полагали прежде, состоит из одного сверхгиганта спектрального класса F и массивного тусклого затмевающего компонента, точная природа которого не была известна. В 1985 году была предложена модель, что это может быть диск из пыли, который может окружать единственную звезду или вторую двойную систему[7]. Эти два компонента затмевают друг друга каждые 27,1 лет, и каждое затмение длится приблизительно два года[10]. Примерно в середине затмения система немного увеличивает свою яркость. Это указывает на присутствие отверстия в центре затмевающего диска. Сверхгигант окружён диском из пыли на расстоянии почти тридцать а. е., что соответствует расстоянию от планеты Нептун до Солнца.[11].
Видимый компонент
Видимый компонент, Эпсилон Возничего A, — полуправильный пульсирующий сверхгигант спектрального класса F0[7]. Он имеет размер 100—200 солнечных радиусов, и является в 40 000 — 60 000 раз более ярким, чем Солнце. Если бы подобная звезда была на месте Солнца, она бы поглотила Меркурий и, возможно, Венеру. Звезды класса F имеют белый цвет и демонстрируют сильные ионизированные линии поглощения кальция и слабые линии поглощения водорода. Звёзды класса F более горячи, чем звезды, подобные Солнцу (которое является звездой класса G)[12]. Типичными представителями класса F являются Процион[13], самая яркая звезда в созвездии Малого Пса, и Канопус, вторая по блеску звезда ночного неба и самая яркая в созвездии Киля[14].
Затмевающий компонент
Затмевающий компонент испускает незначительное количество света, и невидим невооруженным глазом (для поиска необходим телескоп). Однако, в центре объекта была обнаружена горячая область. Точная форма затмевающего компонента не известна. Гипотезы относительно природы этого второго объекта были предложены в работах, указанных в[7]. Три из них привлекли пристальное внимание научного сообщества.
Первая гипотеза была выдвинута в 1937 году астрономами Джерардом Койпером, Отто Струве, и Бенгтом Стрёмгреном, которые предположили, что Эпсилон Возничего является двойной системой, содержащей сверхгигант спектрального класса F2 и чрезвычайно холодную «полупрозрачную» звезду, которая полностью затмевает своего компаньона. Однако затмевающая звезда рассеяла бы свет, излучаемый компаньоном, и привела бы к наблюдаемому уменьшению величины яркости. Рассеянный свет был бы обнаружен на Земле как звезда, видимая невооруженным глазом, хотя этот свет и был бы значительно ослаблен[7]. Вот как эта гипотеза описывалась ещё в 1986 году в книге Ф. Ю. Зигеля «Сокровища звездного неба»:
Тщательный анализ спектра и кривой блеска ε Возничего, проведенный в 1937 г. известными американскими астрофизиками Д. Койпером, О. Струве и Б. Стремгреном, привел их к поразительным выводам.
Система ε Возничего состоит из двух звезд — видимой и невидимой. Та, которую мы видим в созвездии Возничего как желтоватую звезду в среднем почти 4m,— огромный сверхгигант с температурой поверхности 6 600К. Эта звезда в 36 раз массивнее Солнца и в 190 раз больше его по диаметру. Но её размеры совершенно меркнут по сравнению с размерами второй звезды, самой большой из всех, какие мы только знаем. Её диаметр в 2 700 раз больше солнечного. Внутри её свободно уместились бы орбиты всех планет, от Меркурия до Сатурна включительно. …
Несмотря на чудовищные размеры второго компонента, его светимость мала и почти равна солнечной. Видимый блеск величайшей из звезд близок к 16m, а угловое расстояние её от соседа 0,03". Учитывая огромную разность в видимом блеске компонентов, «разделить» эту пару оптически пока не представляется возможным.
Почему же при неимоверно больших размерах звезда Эпсилон А имеет такую ничтожную светимость? Секрет, оказывается, в том, что эта звезда очень холодная (1 600K на поверхности) и её излучение в основном лежит в невидимом инфракрасном диапазоне. К тому же её средняя плотность настолько мала, что Эпсилон А прозрачна; потому-то во время затмений этой звездой её спутника никаких изменений в спектре не происходит. Но почему же тогда все же колеблется блеск Эпсилон В?
По мнению американских ученых, Эпсилон В, излучающая света в 10 000 раз больше, чем Солнце, ионизует ближайшие к ней самые внешние слои инфракрасной звезды Эпсилон А. Образующееся «ионизационное пятно» при движении Эпсилон В перемещается по поверхностным слоям атмосферы Эпсилон А. Когда первая из звезд окажется сзади второй и «ионизационное пятно» загородит её от земного наблюдателя, блеск звезды Эпсилон В ослабевает, так как ионизованные газы менее прозрачны, чем неионизованные. Это остроумное объяснение полностью соответствует всем данным наблюдений. Вот как много сведений можно получить из анализа лучей света.
![](https://cdn.xn--h1ajim.xn--p1ai/thumb.php?f=Epsilon_Aurigae_star_system.png&width=300)
Американский астроном Су-Шу Хуан (Su-Shu Huang) в 1965 году опубликовал работу, которая обрисовала в общих чертах дефекты модели Койпера-Струве-Стрёмгрена, и предложил, что компаньон является дисковой системой, видимой с Земли с ребра[7]. Роберт Вильсон в 1971 году предположил, что в диске существует отверстие, которое является возможной причиной внезапного увеличения яркости системы в середине затмения[7]. В 2005 система наблюдалась в ультрафиолетовом диапазоне с помощью телескопа FUSE. Поскольку система не испускала энергию в темпе, который характерен для таких объектов, как двойная система с нейтронной звездой Циркуль X-1 или двойная система с черной дырой как Лебедь X-1, объект, занимающий центр диска, вряд ли будет чем-то похожим; напротив, было предположено, что центральный объект — звезда спектрального класса B5[7]. Радиус диска оценивается в 3,8 а. е., толщина — в 0,475 а. е., а температура 550±50 K[1].
Дополнительные компоненты
Также в системе присутствуют и другие звезды, чьи параметры приведены в таблице[5]
Название | Прямое восхождение | Склонение | Видимая звёздная величина | Спектральный класс | Ссылка |
---|---|---|---|---|---|
AB (BD+43 1166B) | 05ч 01м 56.6с | +43° 49′ 08″ | 14 | F0Iae | Simbad |
AC (BD+43 1166C) | 05ч 01м 54с | +43° 49′ 26″ | 11,26 | Simbad | |
AD (BD+43 1166D) | 05ч 01м 55.1с | +43° 49′ 47″ | 12 | Simbad | |
AE (BD+43 1168) | 05ч 02м 12.374с | +43° 51′ 42.35″ | 9,2 | Simbad |
Условия наблюдения
!["Карта звёздного неба для окрестностей Эпсилон Возничего"](https://cdn.xn--h1ajim.xn--p1ai/thumb.php?f=Epsaur-chart.png&width=300)
Звезду легко найти на ночном небе из-за её яркости и близости к Капелле. Она является вершиной равнобедренного треугольника, образующего «нос» Возничего. Звезда достаточно ярка, чтобы быть заметной даже в городских условиях с умеренным количеством светового загрязнения. Визуально оценку переменности звезды можно сделать, сравнивая её с соседними звездами с известным значением блеска. Поскольку звезда весьма яркая, фотометрические наблюдения должны проводиться на оборудовании с очень большим полем зрения, такими как фотоэлектрические фотометры или камеры DSLR. Расписание затмения доступно в работе[15], и первые сообщения о начале нового затмения появились в июле 2009[16].
Любительское небо
Национальный научный фонд США выделил AAVSO трехлетний грант на финансирование проекта, разработанного для изучения затмения в системе Эпсилона Возничего в 2009—2011 гг.[17][18][19] Проект, названный «Любительское небо»[20] (Citizen Sky), организует наблюдения затмения и возможность сообщить о полученных сведениях в центральную базу данных. Кроме того, участники могут помочь проанализировать данные, проверяя свои собственные теории и публикуя оригинальные статьи об исследованиях в рецензируемом астрономическом журнале.
Примечания
- ↑ Перейти обратно: 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 1,5 1,6 System Properties Table (Citizen Sky) (недоступная ссылка). Дата обращения: 13 февраля 2010. Архивировано 11 января 2016 года.
- ↑ SIMBAD (англ.). — Аль Анз в базе данных SIMBAD. Дата обращения: 7 января 2010.
- ↑ Имена звёзд, происходящие из арабского языка. (англ.) (недоступная ссылка). Дата обращения: 7 января 2010. Архивировано 2 февраля 2008 года.
- ↑ Richard Hinckley Allen. Auriga, the Charioteer or Wagoner // Star Names — Their Lore and Meaning. — 1899. (англ.)
- ↑ Перейти обратно: 5,0 5,1 Al Anz на Alcyone (англ.)
- ↑ The «Star» of Our Project (англ.) (недоступная ссылка). Дата обращения: 7 января 2010. Архивировано 13 августа 2009 года.
- ↑ Перейти обратно: 7,00 7,01 7,02 7,03 7,04 7,05 7,06 7,07 7,08 7,09 7,10 7,11 7,12 Variable Star of the Season, January 2008 Epsilon Aurigae (англ.) (недоступная ссылка). Архивировано 17 декабря 2009 года.
- ↑ Citizen Science: The International Year of Astronomy (англ.) (недоступная ссылка). International Year of Astronomy. en:American Astronomical Society (2008). Дата обращения: 7 января 2010. Архивировано 5 декабря 2008 года.
- ↑ Centuries-Old Star Mystery Coming to a Close, Whitney Clavin, Jet Propulsion Laboratory, 5 January 2010 (англ.)
- ↑ Almaaz (англ.) (недоступная ссылка). STARS (2008). Дата обращения: 7 января 2010. Архивировано 11 декабря 2012 года.
- ↑ Uranus: Facts & Figures (англ.) (недоступная ссылка). Solar System Exploration. National Aeronautics and Space Administration (2007). Дата обращения: 7 января 2010. Архивировано 9 апреля 2014 года.
- ↑ Star Spectral Classification (англ.) (недоступная ссылка). HyperPhysics. Georgia State University (2001). Дата обращения: 7 января 2010. Архивировано 2 января 2009 года.
- ↑ Database entry for Procyon AB (англ.) (недоступная ссылка). SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg (2008). Дата обращения: 7 января 2010. Архивировано 12 августа 2014 года.
- ↑ Database entry for Canopus (англ.) (недоступная ссылка). SIMBAD. Centre de Données astronom iques de Strasbourg. Дата обращения: 7 января 2010. Архивировано 8 августа 2014 года.
- ↑ The Epsilon Aurigae Eclipse Campaign Homepage (англ.) (недоступная ссылка). Дата обращения: 7 января 2010. Архивировано 12 января 2010 года.
- ↑ Epsilon Aurigae's Eclipse Begins (англ.) (недоступная ссылка — история ).
- ↑ Wired.com: Reach for the Citizen Sky (англ.) (недоступная ссылка). Дата обращения: 1 октября 2017. Архивировано 17 февраля 2014 года.
- ↑ Astronomy.com: Citizen Sky investigates Epsilon Aurigae (англ.). Дата обращения: 7 января 2010. Архивировано 14 апреля 2012 года.
- ↑ International Year of Astronomy: Citizen Sky Invites Public to Help Resolve a Stellar Mystery (англ.) (недоступная ссылка). Дата обращения: 7 января 2010. Архивировано 25 июля 2011 года.
- ↑ Citizen Sky (англ.). Архивировано 1 декабря 2016 года. Three-year citizen science project focused on Epsilon Aurigae
Ссылки
- Видео на YouTube, описывающее Эпсилон Возничего с помощью игрушки Lite-Brite[англ.]
- Энциклопедия Дэвида Дарлинга (David Darling’s encyclopedia)
- Эпсилон Возничего — затмения раз в 27 лет!
- Сайт наблюдений Эпсилон Возничего
- Тайна умирающей звезды (АКД на Astronet) 8 января 2010