Epsilon Aurigae ( ε Aurigae , abreviado Epsilon Aur , ε Aur ) es un sistema de estrellas múltiples en la constelación norteña de Auriga . Es una inusual binaria eclipsante sistema que comprende un F0 supergigante (nombre oficial Almaaz / æ l m ɑː z / , el nombre tradicional para el sistema) y un compañero que generalmente se acepta que sea un gran disco oscuro en órbita un objeto desconocido, posiblemente un sistema binario de dos pequeños tipo Bestrellas. La distancia al sistema sigue siendo un tema de debate, pero los datos de la nave espacial Gaia sitúan su distancia en torno a1.350 ± 300 años luz de la Tierra.
Epsilon Aurigae se encuentra ligeramente debajo de Capella , la estrella más brillante de la constelación. | |
Datos de observación Epoch J2000 Equinox J2000 | |
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Constelación | Auriga |
Ascensión recta | 05 h 01 m 58.129 s [1] |
Declinación | + 43 ° 49 ′ 23,87 ″ [1] |
Magnitud aparente (V) | 2,92 - 3,83 [2] |
Caracteristicas | |
Tipo espectral | F0 Iab (o II-III [3] ) + ~ B5V |
Índice de color U − B | +0,30 [4] |
Índice de color B − V | +0.54 [4] |
Tipo variable | Algol [5] |
Astrometria | |
Velocidad radial (R v ) | 10,40 [6] km / s |
Movimiento adecuado (μ) | REAL ACADEMIA DE BELLAS ARTES: −0,86 ± 1,38 [1] mas / año Dic .: −2,66 ± 0,75 [1] mas / año |
Paralaje (π) | 2,4144 ± 0,5119 [1] mas |
Distancia | 653 - 1.500 [7] pieza |
Magnitud absoluta (M V ) | -9,1 [8] |
Órbita [9] | |
Periodo (P) | 9 896 0,0 ± 1,6 d |
Semieje mayor (a) | 18,1+1,2 −1,3[3] AU |
Excentricidad (e) | 0,227 ± 0,011 |
Inclinación (i) | 89 [3] ° |
Longitud del nodo (Ω) | 264 ° |
Época del periastrón (T) | MJD 34 723 ± 80 |
Argumento de periastrón (ω) (secundario) | 39,2 ± 3,4 ° |
Semi-amplitud (K 1 ) (primaria) | 13,84 ± 0,23 km / s |
Detalles | |
ε Aur A | |
Masa | 2,2-15 [10] M ☉ |
Radio | 143 - 358 [7] R ☉ |
Luminosidad (bolométrica) | 37,875 [11] L ☉ |
Gravedad superficial (log g ) | ≲ 1.0 [3] cgs |
Temperatura | 7.750 [3] K |
Velocidad de rotación ( v sen i ) | 54 [12] km / s |
ε Aur B | |
Masa | 6 - 14 [10] M ☉ |
Radio | 3,9 ± 0,4 [3] R ☉ |
Gravedad superficial (log g ) | 4.0 [3] cgs |
Temperatura | 15 000 [3] K |
Otras designaciones | |
Almaaz, Al Anz, ε Aur, 7 Aur , BD + 43 ° 1166, FK5 183, HD 31964, HIP 23416, HR 1605, SAO 39955 [13] | |
Fuentes de datos: | |
Catálogo Hipparcos , Catálogo Bright Star (5.a ed. Rev.) , Noveno Catálogo de Órbitas Binarias Espectroscópicas, Índice de Estrellas Variables (VSX) | |
Referencias de la base de datos | |
SIMBAD | datos |
Se sospechó por primera vez que Epsilon Aurigae era una estrella variable cuando el astrónomo alemán Johann Heinrich Fritsch la observó en 1821. Las observaciones posteriores de Eduard Heis y Friedrich Wilhelm Argelander reforzaron las sospechas iniciales de Fritsch y llamaron la atención sobre la estrella. Hans Ludendorff , sin embargo, fue el primero en estudiarlo con gran detalle. Su trabajo reveló que el sistema era una variable binaria eclipsante, una estrella que se atenúa cuando su pareja oscurece su luz.
Aproximadamente cada 27 años, el brillo de Epsilon Aurigae cae de una magnitud visual aparente de +2,92 a +3,83. Esta atenuación dura entre 640 y 730 días. Además de este eclipse, el sistema también tiene una pulsación de baja amplitud con un período no constante de alrededor de 66 días.
El compañero eclipsante de Epsilon Aurigae ha sido objeto de mucho debate ya que el objeto no emite tanta luz como se espera para un objeto de su tamaño. A partir de 2008, el modelo más popularmente aceptado para este objeto compañero es un sistema estelar binario rodeado por un disco de polvo opaco y masivo; Desde entonces se han descartado las teorías que especulan que el objeto es una estrella grande, semitransparente o un agujero negro .
Nomenclatura
ε Aurigae ( latinizado como Epsilon Aurigae ) es la designación de Bayer del sistema . También lleva la designación Flamsteed 7 Aurigae . Aparece en varios catálogos de estrellas múltiples como ADS 3605 A, CCDM J05020 + 4350A y WDS J05020 + 4349A.
Richard Hinckley Allen informó que el académico de Oxford Thomas Hyde registró el nombre tradicional de Almaaz en su traducción de 1665 del catálogo de Ulugh Beg , que identificó con el árabe Al Maʽaz "el macho cabrío", correspondiente al nombre de la estrella Capella (latín para "cabra niñera"). La ortografía de Allen corresponde al plural المعز al-maʽaz "cabras". Allen también informó que el astrónomo persa medieval Zakariya al-Qazwini lo conocía como Al Anz . [14]
En 2016, la Unión Astronómica Internacional organizó un Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN [15] para catalogar y estandarizar los nombres propios de las estrellas. Para los nombres relacionados con miembros de múltiples sistemas estelares , y donde una letra de componente (de, por ejemplo, Washington Double Star Catálogo ) no se enumera explícitamente, el WGSN dice que el nombre debe entenderse como atribuido al componente más brillante por brillo visual. [16] El WGSN aprobó el nombre Almaaz para el componente más brillante de este sistema el 1 de febrero de 2017 y ahora está incluido en la Lista de nombres de estrellas aprobados por la IAU. [17]
En chino ,柱( Zhù ), que significa Pilares , se refiere a un asterismo que consta de Epsilon Aurigae, Zeta Aurigae , Eta Aurigae , Upsilon Aurigae , Nu Aurigae , Tau Aurigae , Chi Aurigae y 26 Aurigae . [18] [19] En consecuencia, el nombre chino de Epsilon Aurigae en sí es柱 一( Zhù yī , "Primera estrella de los pilares"). [20]
Historia de la observación
Aunque la estrella es fácilmente visible a simple vista, las observaciones de 1821 de Johann Fritsch sugieren que fue el primero en notar que el sistema era una variable . Finalmente, de 1842 a 1848, el matemático alemán Eduard Heis y el astrónomo prusiano Friedrich Wilhelm Argelander comenzaron a observarlo una vez cada pocos años. Tanto los datos de Heis como los de Argelander revelaron que la estrella se había vuelto significativamente más tenue en 1847, atrayendo la atención completa de ambos hombres en ese momento. Epsilon Aurigae había mejorado significativamente y había vuelto a la "normalidad" en septiembre siguiente. [21] A medida que atrajo más atención, se recopilaron más y más datos. Los datos de observación revelaron que Epsilon Aurigae no solo varió durante un largo período, sino que también experimentó variaciones a corto plazo en el brillo. Los eclipses posteriores tuvieron lugar entre 1874 y 1875 y, casi treinta años después, entre 1901 y 1902. [21]
Hans Ludendorff , que también había estado observando Epsilon Aurigae, fue el primero en realizar un estudio detallado de la estrella. En 1904, publicó en Astronomische Nachrichten un artículo titulado Untersuchungen über den Lichtwechsel von ε Aurigae (Investigaciones de los cambios de luz de Epsilon Aurigae), donde sugirió que la estrella era una variable Algol y una binaria eclipsante . [21]
La primera hipótesis, expuesta en 1937 por los astrónomos Gerard Kuiper , Otto Struve y Bengt Strömgren , sugirió que Epsilon Aurigae era un sistema estelar binario que contenía una supergigante F2 y una estrella "semitransparente" extremadamente fría que eclipsaría por completo a su compañera. Sin embargo, la estrella eclipsada dispersaría la luz emitida por su compañera eclipsada dando como resultado la disminución observada en magnitud. La luz dispersa se detectaría en la Tierra como una estrella visible a simple vista, aunque esta luz se atenuaría significativamente.
En 1961, la astrofísica italiana Margherita Hack propuso que la secundaria era una estrella caliente rodeada por una capa de material, que fue responsable del eclipse, después de observarla a través del eclipse de 1955-57. [22]
El astrónomo Su-Shu Huang publicó un artículo en 1965 que describía los defectos del modelo Kuiper-Struve-Strömgren y propuso que el compañero es un gran sistema de discos, de canto desde la perspectiva de la Tierra. Robert Wilson , en 1971, propuso que había una "abertura central" en el disco, una posible razón para el repentino brillo del sistema a mitad del eclipse. En 2005, el sistema fue observado en ultravioleta por el Explorador espectroscópico ultravioleta lejano (FUSE); Como el sistema estelar no emitía energía a velocidades características de objetos como el sistema binario de estrellas de neutrones Circinus X-1 o el sistema binario de agujeros negros Cygnus X-1 , no se espera que el objeto que ocupa el centro del disco sea nada del tipo clasificar; por el contrario, una nueva hipótesis ha sugerido que el objeto central es en realidad una estrella de tipo B5. [21] [23]
Otra hipótesis de los astrónomos Alastair GW Cameron y Richard Stothers afirma que el compañero de Epsilon Aurigae A es un agujero negro , que consume partículas sólidas de la nube del crepúsculo que eluden su horizonte de eventos que envía la luz infrarroja detectada desde la Tierra . [24] Desde entonces, esta hipótesis ha sido considerada obsoleta y descartada.
Epsilon Aurigae fue objeto de observación por los observadores del Año Internacional de la Astronomía de 2009 a 2011, los tres años que se superpusieron a su eclipse más reciente. [25]
Naturaleza del sistema
La naturaleza del sistema Epsilon Aurigae no está clara. Se sabe desde hace mucho tiempo que consta de al menos dos componentes que sufren eclipses periódicos con una inusual atenuación de fondo plano cada 27 años. Ya no se aceptan las primeras explicaciones con estrellas difusas excepcionalmente grandes, agujeros negros y discos extraños en forma de rosquilla. Ahora hay dos explicaciones principales que pueden dar cuenta de las características observadas conocidas: un modelo de gran masa donde la primaria es una supergigante amarilla de alrededor de 15 M ☉ ; y un modelo de baja masa donde el primario es de aproximadamente 2 M ☉ y una estrella evolucionada menos luminosa. [10]
Las variaciones en el modelo de alta masa siempre han sido populares, ya que la estrella principal es, según todas las apariencias, una gran estrella supergigante. Espectroscópicamente es F temprano o A tardío con clase de luminosidad Ia o Iab. Las estimaciones de distancia conducen constantemente a las luminosidades esperadas para una supergigante brillante , aunque existe una gran variación en los valores publicados para la distancia. La medición de paralaje de Hipparcos tiene un margen de error tan grande como el valor en sí, por lo que es probable que la distancia derivada sea entre 355 y 4,167 parsecs. [10] El paralaje de Gaia Data Release 2 es algo más preciso, lo que lleva a una distancia de1.350 ± 350 años , hacia el extremo inferior de las estimaciones por otros métodos. [1] El principal problema con el modelo de alta masa es la naturaleza del secundario, que es requerido por la función de masa conocida para tener una masa comparable a la primaria, en desacuerdo con las observaciones en las que aparece como una secuencia principal de tipo B estrella . La secundaria puede ser un sistema binario cercano que involucra dos estrellas de secuencia principal de menor masa, o un sistema más complejo. [3]
El modelo de baja masa, popularizado recientemente por el proyecto Citizen Sky , propone que la primaria es una estrella rama gigante asintótica evolucionada de 2–4 M ☉ . Esto se basa en estimaciones de distancia y luminosidad más bajas que la mayoría de las observaciones. La estrella sería una estrella gigante inusualmente grande y brillante para la masa dada, posiblemente como resultado de una pérdida de masa muy alta. Para coincidir con los datos orbitales y del eclipse observados, la secundaria es una estrella de secuencia principal B bastante normal de aproximadamente 6 M ☉ incrustada en un disco grueso que se ve casi de borde. [3]
La órbita en sí está ahora bastante bien determinada, [3] inclinada a más de 87 grados con respecto a la Tierra. El primario y el secundario están separados por 35 UA (en el modelo de alta masa), [10] que está más lejos que el planeta Neptuno del Sol . [26] En el modelo de baja masa, la separación es de solo 18 AU. [3]
Componente visible
El componente visible, Epsilon Aurigae A, es una estrella ramificada gigante post-asintótica pulsante semirregular que pertenece a la clase espectral F0. [21] Esta estrella de tipo F tiene alrededor de 143 a 358 veces el diámetro del Sol y es 37,875 veces más luminosa. (Las fuentes confiables varían considerablemente en sus estimaciones de ambas cantidades). Si la estrella estuviera en la posición del Sol, envolvería a Mercurio y posiblemente a Venus. Las estrellas de tipo F como Epsilon Aurigae tienden a brillar en blanco y muestran líneas de absorción de calcio ionizado fuertes y líneas de absorción de hidrógeno débiles; al ser una clase por encima del Sol (que es una estrella de tipo G), las estrellas de tipo F suelen ser más calientes que las estrellas similares al sol. [27] Otras estrellas de tipo F incluyen la estrella principal de Procyon , la estrella más brillante de la constelación de Canis Minor . [28]
La supergigante pulsa, mostrando pequeñas variaciones en su brillo y líneas espectrales. A las pulsaciones se les han dado períodos de 67 y 123 días, [29] con una amplitud de aproximadamente 0,05 magnitudes. [7] Los perfiles de muchas líneas espectrales muestran variaciones que se esperarían de un espergigante pulsante, pero no está claro si tienen el mismo período que las variaciones de brillo. Puede haber una pequeña variación en la temperatura efectiva de la fotosfera cuando la estrella pulsa. [30]
Componente eclipsante
El componente eclipsante emite una cantidad de luz comparativamente insignificante y no se puede ver directamente con luz visible. Sin embargo, se ha descubierto una región calentada en el centro del objeto. Se cree que es un disco polvoriento que rodea a una estrella de secuencia principal de clase B. Modelar la distribución de energía espectral para ε Aurigae en su conjunto produce el mejor ajuste con una estrella B5V en el centro del disco. Una estrella así tendría una masa de alrededor de 5,9 M ☉ . La órbita observada, asumiendo una supergigante de tipo F bastante normal para la estrella primaria, requiere una secundaria con una masa superior a 13 M ☉ . El modelo de baja masa acepta el secundario de 5,9 M ☉ y, por lo tanto, también requiere un primario de baja masa. El modelo de alta masa acepta una supergigante primaria de masa normal y aboga por un par de estrellas de tipo B, o una estrella única inusual de mayor masa. [3]
El disco alrededor de la estrella secundaria tiene 3,8 AU de ancho, 0,475 AU de grosor y bloquea aproximadamente el 70% de la luz que pasa a través de él, lo que permite ver algo de luz de la estrella primaria incluso durante los eclipses. Se irradia como un 550 K cuerpo negro . [3]
Observación
La estrella se encuentra fácilmente debido a su brillo y aparente proximidad a la estrella Capella . Es el vértice del triángulo isósceles que forma la 'nariz' de la constelación de Auriga. La estrella es lo suficientemente brillante como para ser vista desde la mayoría de los lugares urbanos con cantidades moderadas de contaminación lumínica .
Los observadores de estrellas variables visuales hacen una estimación de su brillo comparando su brillo con estrellas cercanas con un valor de brillo conocido. Esto se puede hacer interpolando el brillo de la variable entre dos estrellas de comparación, o estimando individualmente la diferencia de magnitud entre la variable y varias comparaciones diferentes. Repetir la observación en diferentes noches permite producir una curva de luz que muestra la variación en el brillo de la estrella. En la práctica, las estimaciones de estrellas variables visuales de muchos observadores se combinan estadísticamente para producir resultados más precisos. [31]
Cielo ciudadano
La National Science Foundation ha otorgado a la AAVSO una subvención de tres años para financiar un proyecto de ciencia ciudadana construido alrededor del eclipse de 2009-2011. [32] [33] [34] El proyecto, llamado Citizen Sky , [35] está organizando y capacitando a los participantes para que observen el eclipse y reporten sus datos a una base de datos central. Además, los participantes ayudarán a validar y analizar los datos mientras prueban sus propias teorías y publican artículos de investigación originales en una revista astronómica revisada por pares.
Referencias
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enlaces externos
- Video de YouTube que describe el sistema usando diagramas Lite Brite
- Artículo de Epsilon Aurigae del Dr. Jim Kaler.
- El próximo eclipse de épsilon Aurigae por el Dr. Robert Stencel, también conocido como "Dr. Bob"
- Imagen astronómica del día 8 de enero de 2010 El misterio de la estrella que se apaga
- Estrella variable de la temporada de AAVSO
- BBC News 'Primera imagen' del eclipse de estrellas capturada por científicos el 7 de abril de 2010 . Estudio de la Universidad de St Andrews. Consultado el 7 de abril de 2010.
- Nat. Geo., Primeras imágenes: Mystery Disk Eclipses Star . 7 de abril de 2010