Эпсилон Возничего

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
(перенаправлено с «Аль Анз»)
Перейти к навигации Перейти к поиску
Аль Анз
Двойная звезда
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение 05ч 01м 58,10с
Склонение +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
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
Коды в каталогах

Алмааз, Мааз, Ал Анз
Ba ε Aur
Fl 7 Aur
BD +43°1166, CCDM 05020+4350, FK5 183, HD 31964, HIP 23416, HR 1605, SAO 39955, ADS 3605, GC 6123

Информация в базах данных
SIMBAD данные
Звёздная система
У звезды существует 2 компонента
Их параметры представлены ниже:
Источники: [2]
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?
Логотип Викисклада Медиафайлы на Викискладе

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

Краткое описание

[править | править код]

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 наблюдений

[править | править код]
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, 2009

[править | править код]

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 переменность

[править | править код]
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[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[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 компонент

[править | править код]

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 компонент

[править | править код]

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.

— Ф.Ю Зигель «Сокровища звездного неба: Путеводитель по созвездиям и Луне.» — М.: Наука, 1986
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 компоненты

[править | править код]

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 наблюдения

[править | править код]
"Карта звёздного неба для окрестностей Эпсилон Возничего"
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 небо

[править | править код]

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.

Примечания

[править | править код]
  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 System Properties Table (Citizen Sky). Дата обращения: 13 февраля 2010. Архивировано из оригинала 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 (англ.) // The Astrophysical Journal: Supplement Series — AAS, 1989. — Vol. 69. — P. 301–321. — ISSN 0067-0049; 1538-4365 — doi:10.1086/191315
  5. ↑ 1 2 Luck R. E. Parameters and abundances in luminous stars (англ.) // The Astronomical Journal / J. G. III, E. Vishniac — New York City: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 2014. — Vol. 147, Iss. 6. — P. 137. — ISSN 0004-6256; 1538-3881 — doi:10.1088/0004-6256/147/6/137
  6. ↑ Royer F., Grenier S., Baylac, M. -O., Gómez A. E., Zorec J. Rotational velocities of A-type stars in the northern hemisphere. II. Measurement of v sin i (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2002. — Vol. 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. ↑ Имена звёзд, происходящие из арабского языка. (англ.). Дата обращения: 7 января 2010. Архивировано из оригинала 2 февраля 2008 года.
  8. ↑ Richard Hinckley Allen. Auriga, the Charioteer or Wagoner // Star Names — Their Lore and Meaning. — 1899. Архивировано 21 июля 2020 года. (англ.)
  9. ↑ 1 2 Al Anz на Alcyone Архивная копия от 20 сентября 2010 на Wayback Machine (англ.)
  10. ↑ The «Star» of Our Project (англ.). Дата обращения: 7 января 2010. Архивировано из оригинала 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.). Архивировано из оригинала 17 декабря 2009 года.
  12. ↑ Citizen Science: The International Year of Astronomy (англ.). International Year of Astronomy. en:American Astronomical Society (2008). Дата обращения: 7 января 2010. Архивировано из оригинала 5 декабря 2008 года.
  13. ↑ Centuries-Old Star Mystery Coming to a Close Архивная копия от 8 мая 2016 на Wayback Machine, Whitney Clavin, Jet Propulsion Laboratory, 5 January 2010 (англ.)
  14. ↑ Almaaz (англ.). STARS (2008). Дата обращения: 7 января 2010. Архивировано из оригинала 11 декабря 2012 года.
  15. ↑ Uranus: Facts & Figures (англ.). Solar System Exploration. National Aeronautics and Space Administration (2007). Дата обращения: 7 января 2010. Архивировано из оригинала 9 апреля 2014 года.
  16. ↑ Star Spectral Classification (англ.). HyperPhysics. Georgia State University (2001). Дата обращения: 7 января 2010. Архивировано из оригинала 2 января 2009 года.
  17. ↑ Database entry for Procyon AB (англ.). SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg (2008). Дата обращения: 7 января 2010. Архивировано из оригинала 12 августа 2014 года.
  18. ↑ Database entry for Canopus (англ.). SIMBAD. Centre de Données astronom iques de Strasbourg. Дата обращения: 7 января 2010. Архивировано из оригинала 8 августа 2014 года.
  19. ↑ The Epsilon Aurigae Eclipse Campaign Homepage (англ.). Дата обращения: 7 января 2010. Архивировано из оригинала 12 января 2010 года.
  20. ↑ Epsilon Aurigae's Eclipse Begins (англ.) (недоступная ссылка — история).
  21. ↑ Wired.com: Reach for the Citizen Sky (англ.). Дата обращения: 1 октября 2017. Архивировано из оригинала 17 февраля 2014 года.
  22. ↑ Astronomy.com: Citizen Sky investigates Epsilon Aurigae (англ.). Дата обращения: 7 января 2010. Архивировано 14 апреля 2012 года.
  23. ↑ International Year of Astronomy: Citizen Sky Invites Public to Help Resolve a Stellar Mystery (англ.). Дата обращения: 7 января 2010. Архивировано из оригинала 25 июля 2011 года.
  24. ↑ Citizen Sky (англ.). Архивировано 1 декабря 2016 года. Three-year citizen science project focused on Epsilon Aurigae

Ссылки

[править | править код]


Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Эпсилон_Возничего&oldid=135395652