Épsilon Aurigae

Epsilon Aurigae ( ε Aur / ε Aurigae) es una estrella en la constelación Auriga . Tiene varios nombres históricos:

• Almaaz (Almaaz), Maaz (Maaz), Al Maz (Al-Ma'z) presumiblemente del árabe "cabra" o "cabrito", ya que en la antigüedad formaba parte del catasterismo Cabra con Cabras [7] .
• Al Anz  - se desconoce la etimología de esta variante, pero la da Qazvini [8] .

Breve descripción

Epsilon Aurigae es una binaria eclipsante que consta de una estrella vieja y brillante ( una supergigante F0 ) y una compañera invisible que actualmente se cree que es una estrella de clase B. Epsilon Aurigae se atenúa en brillo desde +2,92 m cada 27 años hasta una magnitud de +3,83 m [9 ] . Este oscurecimiento dura 640-730 días [10] . Además de esta variabilidad eclipsante, el sistema también tiene una ligera pulsación con un período de aproximadamente 66 días [11] . El sistema se encuentra a una distancia de aproximadamente 2.000 años luz de la Tierra .

El compañero enano Epsilon Aurigae siempre ha estado en el centro de un acalorado debate, ya que emite sorprendentemente poca luz para un objeto de su tamaño [11] . A partir de 2008 (antes de las observaciones de Spitzer de 2009), el modelo más aceptado para un compañero era un sistema binario rodeado por un disco de polvo opaco y masivo . De las teorías de que el objeto es una gran estrella translúcida o un agujero negro , los científicos han abandonado.

Historial de observaciones

A pesar de que la estrella es visible a simple vista, su variabilidad no fue notada hasta 1821 por Johann Fritsch. Las primeras observaciones regulares, que duraron de 1842 a 1848, fueron realizadas por el matemático alemán Eduard Heis y el astrónomo prusiano Friedrich Wilhelm Argelander . Los datos de Hayes y Argelander mostraron que la estrella se había vuelto significativamente más tenue en 1847. Epsilon Aurigae volvió a la "normalidad" en septiembre del año siguiente [11] . Se han recopilado más datos desde entonces. Las observaciones han demostrado que Al Anz, junto con los cambios en el brillo durante un largo período, también muestra cambios en el brillo a corto plazo [11] . Eclipses más recientes tuvieron lugar entre 1874 y 1875, y luego casi treinta años después, entre 1901 y 1902 [11] .

Hans Ludendorff , quien también observó a Epsilon Aurigae, fue el primero en hacer un estudio detallado de la estrella. En 1904, publicó un artículo en Astronomische Nachrichten titulado Untersuchungen über den Lichtwechsel von ε Aurigae ( Investigaciones de pequeñas variaciones en el brillo de ε Aurigae ), donde proponía que la estrella es una variable eclipsante de tipo Algol y consta de dos componentes. [11] .

Las observaciones de Epsilon Aurigae están dedicadas al Año Internacional de la Astronomía y se llevan a cabo de 2009 a 2011, es decir, tres años en los que se produce el eclipse [12] .

Observaciones de Spitzer, 2009

En enero de 2010, en una reunión de la Sociedad Astronómica Estadounidense , Donald Hoard, portavoz del Centro de Control del Telescopio Spitzer de la NASA en el Instituto de Tecnología de California en Pasadena  , informó que las observaciones del telescopio espacial muestran que el sistema Epsilon Aurigae consta de una pequeña estrella moribunda con una masa relativamente pequeña (mucho menos que una estrella típica de tipo espectral F), eclipsada periódicamente por una estrella de clase B rodeada por un disco de polvo . Este resultado se logró disparando con exposiciones de milisegundos en lugar de exposiciones largas directas (cientos de segundos). Esto se hace para reducir la sensibilidad del telescopio y evitar que la estrella "ilumine" la matriz CCD . El procesamiento posterior de la información mostró la presencia en el disco circunestelar de partículas que son más similares en tamaño a la grava que al polvo. [13]

Componentes del sistema y variabilidad

Actualmente, el sistema Epsilon Aurigae se está estudiando intensamente con la ayuda de observaciones dentro de los programas Spitzer y Citizen Sky y, por lo tanto, la composición del sistema estelar y sus características se refinan constantemente.

Anteriormente se pensaba que el par consistía en una supergigante de tipo espectral F y un componente eclipsante oscuro y masivo cuya naturaleza exacta no se conocía. En 1985, se propuso un modelo que podría ser un disco de polvo que podría rodear una sola estrella o un segundo sistema binario [11] . Estos dos componentes se eclipsan entre sí cada 27,1 años, y cada eclipse dura aproximadamente dos años [14] . Hacia la mitad del eclipse, el sistema aumenta ligeramente su brillo. Esto indica la presencia de un agujero en el centro del disco eclipsante. La supergigante está rodeada por un disco de polvo a una distancia de casi treinta UA . e. , que corresponde a la distancia del planeta Neptuno al Sol. [15] .

Componente visible

El componente visible, Epsilon Aurigae A , es una supergigante pulsante semirregular de tipo espectral F0 [11] . Tiene un tamaño de 100 a 200 radios solares y es de 40 000 a 60 000 veces más brillante que el Sol. Si tal estrella estuviera en lugar del Sol , se tragaría a Mercurio y posiblemente a Venus . Las estrellas de clase F son blancas y presentan fuertes líneas de absorción de calcio ionizado y débiles líneas de absorción de hidrógeno . Las estrellas de clase F son más calientes que estrellas como el Sol (que es una estrella de clase G) [16] . Los representantes típicos de la clase F son Procyon [17] , la estrella más brillante de la constelación Canis Minor , y Canopus , la segunda estrella más brillante del cielo nocturno y la más brillante de la constelación de Carina [18] .

Un componente eclipsante

El componente eclipsante emite una cantidad insignificante de luz y es invisible a simple vista (se necesita un telescopio para buscar ). Sin embargo, se encontró un área caliente en el centro del objeto. No se conoce la forma exacta del componente eclipsante. En los trabajos citados en [11] se han propuesto hipótesis sobre la naturaleza de este segundo objeto . Tres de ellos han llamado mucho la atención de la comunidad científica.

La primera hipótesis fue presentada en 1937 por los astrónomos Gerard Kuiper , Otto Struve y Bengt Strömgren , quienes propusieron que Epsilon Aurigae es un sistema binario que contiene una supergigante F2 y una estrella "translúcida" extremadamente fría que eclipsa por completo a su compañera. Sin embargo, la estrella eclipsante dispersaría la luz emitida por la compañera y daría como resultado la disminución observada en el brillo. La luz dispersada sería detectada en la Tierra como una estrella visible a simple vista, aunque esta luz sería significativamente atenuada [11] . Así es como se describió esta hipótesis en 1986 en el libro de F. Yu. Siegel "Tesoros del cielo estrellado":

Un análisis exhaustivo del espectro y la curva de luz de ε Aurigae, realizado en 1937 por los famosos astrofísicos estadounidenses D. Kuiper, O. Struve y B. Strömgren, les llevó a conclusiones sorprendentes.

El sistema ε Aurigae consta de dos estrellas: visible e invisible. La que vemos en la constelación Auriga como una estrella amarillenta con un promedio de casi 4 m es una enorme supergigante con una temperatura superficial de 6600K . Esta estrella es 36 veces más masiva que el Sol y 190 veces su diámetro. Pero su tamaño palidece en comparación con el tamaño de la segunda estrella, la más grande de todas, que sólo conocemos. Su diámetro es 2.700 veces el del Sol. En su interior cabrían libremente las órbitas de todos los planetas, desde Mercurio hasta Saturno inclusive. …

A pesar del tamaño monstruoso del segundo componente, su luminosidad es baja y casi igual a la del Sol. El brillo visible de la mayor de las estrellas es cercano a los 16 m , y su distancia angular de su vecina es de 0,03". Dada la enorme diferencia en el brillo visible de los componentes, aún no es posible "separar" ópticamente este par. .

¿Por qué, con un tamaño increíblemente grande, la estrella Epsilon A tiene una luminosidad tan insignificante? Resulta que el secreto es que esta estrella es muy fría (1.600 K en la superficie) y su radiación se encuentra principalmente en el rango infrarrojo invisible. Además, su densidad media es tan baja que Epsilon A es transparente; por lo tanto, durante los eclipses de esta estrella de su compañera, no se producen cambios en el espectro. Pero, ¿por qué, entonces, el brillo de Epsilon B todavía fluctúa?

Según científicos estadounidenses, Epsilon B, que emite 10.000 veces más luz que el Sol, ioniza las capas más externas de la estrella infrarroja Epsilon A más cercana a ella. Una de las estrellas estará detrás de la segunda y el "punto de ionización" la bloqueará. Para el observador terrestre, el brillo de la estrella Epsilon B se está debilitando, ya que los gases ionizados son menos transparentes que los no ionizados. Esta ingeniosa explicación es totalmente consistente con todos los datos de observación. Esa es la cantidad de información que se puede obtener del análisis de los rayos de luz.

El astrónomo estadounidense Su-Shu Huang publicó un artículo en 1965 que destacaba los defectos del modelo de Kuiper-Struve-Stromgren y proponía que el compañero es un sistema de disco visto de canto desde la Tierra [11] . Robert Wilson sugirió en 1971 que hay un agujero en el disco, que es una posible causa del aumento repentino del brillo del sistema en medio de un eclipse [11] . En 2005, el sistema fue observado en el rango ultravioleta utilizando el telescopio FUSE . Dado que el sistema no emitió energía a la velocidad típica de objetos como la estrella de neutrones binaria Circulus X-1 o el sistema binario de agujeros negros como Cygnus X-1 , es poco probable que el objeto que ocupa el centro del disco sea algo similar; por el contrario, se asumió que el objeto central es una estrella de tipo espectral B5 [11] . El radio del disco se estima en 3,8 UA  . es decir , el espesor es de 0,475  a. es decir , y la temperatura es de 550±50 K [1] .

Componentes adicionales

También hay otras estrellas en el sistema, cuyos parámetros se dan en la tabla [9]

Condiciones de observación

La estrella es fácil de encontrar en el cielo nocturno debido a su brillo y proximidad a Capella . Es el vértice del triángulo isósceles que forma la "nariz" del Auriga . La estrella es lo suficientemente brillante como para ser visible incluso en entornos urbanos con cantidades moderadas de contaminación lumínica . Se puede realizar una evaluación visual de la variabilidad de una estrella comparándola con estrellas vecinas de magnitud conocida. Debido a que la estrella es bastante brillante, las observaciones fotométricas deben realizarse con equipos con un campo de visión muy grande, como fotómetros fotoeléctricos o cámaras DSLR . El calendario de eclipses está disponible en [19] , y los primeros informes del comienzo de un nuevo eclipse aparecieron en julio de 2009 [20] .

Cielo aficionado

La Fundación Nacional de Ciencias de EE. UU. otorgó a AAVSO una subvención de tres años para financiar un proyecto diseñado para estudiar el eclipse de Epsilon Aurigae en 2009-2011. [21] [22] [23] El proyecto, llamado "Amateur Sky" [24] ( Citizen Sky ), organiza observaciones del eclipse y la oportunidad de informar los hallazgos a una base de datos central. Además, los participantes pueden ayudar a analizar los datos probando sus propias teorías y publicando trabajos de investigación originales en una revista de astronomía revisada por pares.

Notas

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Tabla de propiedades del sistema (Citizen Sky) (enlace no disponible) . Fecha de acceso: 13 de febrero de 2010. Archivado desde el original el 11 de enero de 2016. (indefinido) 
2. ↑ SIMBAD._ _ _ -Al Anz en la base de datos SIMBAD . Recuperado: 7 de enero de 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. Las primeras estrellas de tipo F - Clasificación refinada, confrontación con la fotometría de Stromgren y los efectos de la rotación  // The Astrophysical Journal : Supplement Series - American Astronomical Society , 1989. - Vol. 69.—Pág. 301–321. — ISSN 0067-0049 ; 1538-4365 - doi:10.1086/191315
5. ↑ 1 2 Luck R. E. Parámetros y abundancias en estrellas luminosas  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2014. - vol. 147, edición. 6.- Pág. 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. Velocidades de rotación de estrellas tipo A en el hemisferio norte. II. Medida de v sini  (inglés) // Astron. Astrofias. / T. Forveille - EDP Ciencias , 2002. - vol. 393, edición. 3.- Pág. 897-911. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361:20020943 - arXiv:astro-ph/0205255
7. ↑ Nombres árabes de estrellas.  (Inglés)  (enlace inaccesible) . Fecha de acceso: 7 de enero de 2010. Archivado desde el original el 2 de febrero de 2008.
8. ↑ Richard HinckleyAllen. Auriga, el auriga o Wagoner // Nombres de estrellas: su tradición y significado . - 1899.  (Inglés)
9. ↑ 1 2 Al Anz sobre Alcione 
10. ↑ La "Estrella" de Nuestro Proyecto  (inglés)  (enlace inaccesible) . Fecha de acceso: 7 de enero de 2010. Archivado desde el original el 13 de agosto de 2009.
11. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Estrella variable de la temporada, enero de 2008 Epsilon Aurigae  (ing.)  (enlace no disponible) . Archivado desde el original el 17 de diciembre de 2009.
12. ↑ Ciencia ciudadana: El año internacional de la astronomía  (inglés)  (enlace no disponible) . Año Internacional de la Astronomía . en: Sociedad Astronómica Americana (2008). Fecha de acceso: 7 de enero de 2010. Archivado desde el original el 5 de diciembre de 2008.
13. ↑ Centuries-Old Star Mystery Coming to a Close , Whitney Clavin, Jet Propulsion Laboratory , 5 de enero de 2010 
14. ↑ Almaaz  (inglés)  (enlace descendente) . ESTRELLAS (2008). Consultado el 7 de enero de 2010. Archivado desde el original el 11 de diciembre de 2012.
15. ↑ Uranus: Facts & Figures  (inglés)  (enlace no disponible) . Exploración del Sistema Solar . Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio (2007). Fecha de acceso: 7 de enero de 2010. Archivado desde el original el 9 de abril de 2014.
16. ↑ Clasificación espectral de estrellas  (inglés)  (enlace inaccesible) . Hiperfísica . Universidad Estatal de Georgia (2001). Consultado el 7 de enero de 2010. Archivado desde el original el 2 de enero de 2009.
17. ↑ Entrada de base de datos para Procyon AB  (inglés)  (enlace descendente) . SIMBAD . Centre de Données astronomiques de Estrasburgo (2008). Fecha de acceso: 7 de enero de 2010. Archivado desde el original el 12 de agosto de 2014.
18. ↑ Entrada de base de datos para Canopus  (inglés)  (enlace descendente) . SIMBAD . Centre de Données astronomiques de Estrasburgo. Fecha de acceso: 7 de enero de 2010. Archivado desde el original el 8 de agosto de 2014.
19. ↑ Página de inicio de la campaña Epsilon Aurigae Eclipse  (ing.)  (enlace no disponible) . Consultado el 7 de enero de 2010. Archivado desde el original el 12 de enero de 2010.
20. ↑ Epsilon Aurigae's Eclipse Begins  (inglés)  (enlace inaccesible - historia ) .
21. ↑ Wired.com: Reach for the Citizen Sky  (inglés)  (enlace no disponible) . Consultado el 1 de octubre de 2017. Archivado desde el original el 17 de febrero de 2014.
22. ↑ Astronomy.com : Citizen Sky investiga Epsilon Aurigae  . Consultado el 7 de enero de 2010. Archivado desde el original el 14 de abril de 2012.
23. ↑ Año Internacional de la Astronomía: Citizen Sky invita al público a ayudar a resolver un misterio estelar  (  enlace inaccesible) . Fecha de acceso: 7 de enero de 2010. Archivado desde el original el 25 de julio de 2011.
24. ↑ Ciudadano Cielo  . Archivado desde el original el 1 de diciembre de 2016. Proyecto de ciencia ciudadana de tres años centrado en Epsilon Aurigae

Enlaces

• Video de YouTube que describe a Epsilon Aurigae con un Lite-Brite
• La enciclopedia de David Darling
• Epsilon Aurigae: ¡un eclipse una vez cada 27 años!
• Sitio de observación de Epsilon Aurigae
• Mystery of the Dying Star (AKD en Astronet) 8 de enero de 2010

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En catálogos bibliográficos	J9U : 987007552903405171 LCCN : sh85044482