Эпсилон Возничего

(перенаправлено с «Аль Анз»)

Эпсилон Возничего (ε Aur / ε Aurigae) — звезда в созвездии Возничего. Имеет несколько исторических названий:

Двойная звезда
Аль Анз
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение 05ч 01м 58,10с
Склонение +43° 49′ 24″
Расстояние ~2 000 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
Спектральный класс A9Ia[3][4]
Показатель цвета
 • B−V 0.54
 • U−B 0.30
Переменность EA
Физические характеристики
Температура 7175 К[5]
Металличность −0,05[5]
Вращение 54 км/с[6]
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]
Wikidata-logo S.svg Информация в Викиданных ?

Краткое описаниеПравить

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[9]. Это затемнение длится 640—730 дней[10]. В дополнение к этой затменной переменности у системы также есть небольшая пульсация с периодом приблизительно 66 дней[11]. 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[11]. 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 наблюденийПравить

 
Так художник представляет себе систему Эпсилон Возничего (вид плашмя (малое наклонение)).

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[11]. 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[11]. Более поздние затмения имели место между 1874 и 1875, а затем почти тридцать лет спустя, между 1901 и 1902[11].

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[11].

Наблюдения Эпсилона Возничего приурочены к Международному году астрономии и проводятся с 2009 по 2011 гг., то есть три года, на которые приходится затмение[12].

Наблюдения Спитцера, 2009Править

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.[13]

Компоненты системы и переменностьПравить

 
Так художник представляет себе систему Эпсилон Возничего: яркая звезда спектрального класса F и затмевающий компаньон спектрального класса B, окружённый пылевым диском.

Система Эпсилон Возничего в настоящее время интенсивно изучается с помощью наблюдений в рамках программ Спитцер и Citizen Sky[en] 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[11]. Эти два компонента затмевают друг друга каждые 27,1 лет, и каждое затмение длится приблизительно два года[14]. 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.[15].

Видимый компонентПравить

Видимый компонент, Эпсилон Возничего A, — полуправильный пульсирующий сверхгигант спектрального класса F0[11]. 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)[16]. Типичными представителями класса F являются Процион[17], самая яркая звезда в созвездии Малого Пса, и Канопус, вторая по блеску звезда ночного неба и самая яркая в созвездии Киля[18].

Затмевающий компонентПравить

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[11]. 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[11]. 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.

 
Так художник представляет себе систему Эпсилон Возничего (вид с ребра (большое наклонение)).

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[11]. Роберт Вильсон в 1971 году предположил, что в диске существует отверстие, которое является возможной причиной внезапного увеличения яркости системы в середине затмения[11]. 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[11]. Радиус диска оценивается в 3,8  а. е., толщина — в 0,475  а. е., а температура 550±50 K[1].

Дополнительные компонентыПравить

Также в системе присутствуют и другие звезды, чьи параметры приведены в таблице[9]

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 наблюденияПравить

 
Карта звёздного неба для окрестностей Эпсилон Возничего. Пронумерованные звезды — звезды сравнения, для них приведён блеск

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[19], и первые сообщения о начале нового затмения появились в июле 2009[20].

Любительское небоПравить

Национальный научный фонд США выделил AAVSO трехлетний грант на финансирование проекта, разработанного для изучения затмения в системе Эпсилона Возничего в 2009—2011 гг.[21][22][23] Проект, названный «Любительское небо»[24] (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.

ПримечанияПравить

  1. 1 2 3 4 5 6 7 System Properties Table (Citizen Sky) (недоступная ссылка). Дата обращения 13 февраля 2010. Архивировано 11 января 2016 года.
  2. SIMBAD (англ.). — Аль Анз в базе данных SIMBAD. Дата обращения 7 января 2010.
  3. Hardorp J., Theile I., Voigt H. H. Luminous Stars in the Northern Milky Way — 1965. — Т. 5. — С. 0.
  4. Gray R. O., Garrison R. F. The early F-type stars - Refined classification, confrontation with Stromgren photometry, and the effects of rotation // The Astrophysical Journal: Supplement Series — 1989. — Т. 69. — С. 301–321. — ISSN 0067-0049; 1538-4365doi:10.1086/191315
  5. 1 2 R. Earle Luck Parameters and abundances in luminous stars // Astron. J. / J. G. IIIIOP Publishing, 2014. — Vol. 147, Iss. 6. — P. 137. — ISSN 0004-6256; 1538-3881doi:10.1088/0004-6256/147/6/137
  6. F. Royer, S. Grenier, M.-O. Baylac et al. Rotational velocities of A-type stars // Astron. Astrophys.EDP Sciences, 2002. — Vol. 393, Iss. 3. — P. 897–911. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846doi:10.1051/0004-6361:20020943
  7. Имена звёзд, происходящие из арабского языка. (англ.) (недоступная ссылка). Дата обращения 7 января 2010. Архивировано 2 февраля 2008 года.
  8. Richard Hinckley Allen. Auriga, the Charioteer or Wagoner // Star Names — Their Lore and Meaning. — 1899. (англ.)
  9. 1 2 Al Anz на Alcyone (англ.)
  10. The «Star» of Our Project (англ.) (недоступная ссылка). Дата обращения 7 января 2010. Архивировано 13 августа 2009 года.
  11. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Variable Star of the Season, January 2008 Epsilon Aurigae (англ.) (недоступная ссылка). Архивировано 17 декабря 2009 года.
  12. 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.
  13. Centuries-Old Star Mystery Coming to a Close, Whitney Clavin, Jet Propulsion Laboratory, 5 January 2010 (англ.)
  14. Almaaz (англ.) (недоступная ссылка). STARS (2008). Дата обращения 7 января 2010. Архивировано 11 декабря 2012 года.
  15. 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.
  16. Star Spectral Classification (англ.) (недоступная ссылка). HyperPhysics. Georgia State University (2001). Дата обращения 7 января 2010. Архивировано 2 января 2009 года.
  17. 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.
  18. 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.
  19. The Epsilon Aurigae Eclipse Campaign Homepage (англ.) (недоступная ссылка). Дата обращения 7 января 2010. Архивировано 12 января 2010 года.
  20. Epsilon Aurigae's Eclipse Begins (англ.) (недоступная ссылка — история ).
  21. Wired.com: Reach for the Citizen Sky (англ.) (недоступная ссылка). Дата обращения 1 октября 2017. Архивировано 17 февраля 2014 года.
  22. Astronomy.com: Citizen Sky investigates Epsilon Aurigae (англ.). Архивировано 14 апреля 2012 года.
  23. 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.
  24. Citizen Sky (англ.). Архивировано 1 декабря 2016 года. Three-year citizen science project focused on Epsilon Aurigae

СсылкиПравить