Эпсилон Возничего ( ε Aurigae , сокращенно Эпсилон Аур , ε Aur ) — множественная звёздная система в северном созвездии Возничьего , возничего . Это необычная затменная двойная система, состоящая из сверхгиганта F0 (официально называемого Алмааз / æ l ˈ m ɑː z / , традиционное название системы) и компаньона, который, как принято считать, представляет собой огромный темный диск, вращающийся вокруг неизвестного объекта, возможно, двойная система из двух небольших звезд B-типа . Расстояние до системы до сих пор является предметом споров, но данные космического корабля «Гайя» показывают, что расстояние до нее составляет около 1350 ± 300 световых лет от Земли.
Впервые заподозрили, что Эпсилон Возничего является переменной звездой, когда немецкий астроном Иоганн Генрих Фрич наблюдал его в 1821 году. Более поздние наблюдения Эдуарда Хейса и Фридриха Вильгельма Аргеландера усилили первоначальные подозрения Фрича и привлекли внимание к звезде. Ганс Людендорф , однако, был первым, кто изучил его очень подробно. Его работа показала, что система представляет собой затменную бинарную переменную, звезду, которая тускнеет, когда ее партнер затмевает ее свет.
Примерно каждые 27 лет яркость Эпсилона Возничьего падает с видимой визуальной величины +2,92 до +3,83. Такое затемнение длится 640–730 дней. Помимо этого затмения, в системе также наблюдается пульсация малой амплитуды с непостоянным периодом около 66 дней.
Затменный спутник Эпсилона Возничего стал предметом многочисленных споров, поскольку объект излучает не так много света, как ожидается для объекта его размера. По состоянию на 2008 год наиболее популярной моделью этого объекта-компаньона является двойная звездная система, окруженная массивным непрозрачным пылевым диском; теории, предполагающие, что объект представляет собой большую полупрозрачную звезду или черную дыру, с тех пор были отвергнуты.
ε Aurigae ( латинизированное название Epsilon Aurigae ) — это обозначение системы Байера . Он также имеет обозначение Флемстида 7 Aurigae . Она указана в нескольких каталогах звезд как ADS 3605 A, CCDM J05020+4350A и WDS J05020+4349A.
Ричард Хинкли Аллен сообщил, что оксфордский ученый Томас Хайд записал традиционное имя Алмааз в своем переводе каталога Улугбека 1665 года , которое он отождествил с арабским Аль-Маазом , «козлом», соответствующим имени звезды Капелла (лат. «козочка»). Написание Аллена соответствует множественному числу المعز al-ma'az «козы». Аллен также сообщил, что средневековый персидский астроном Закария аль-Казвини знал его как Аль-Анз . [15] Птолемей в «Альмагесте» сказал, что звезда отмечала левый локоть возничего. [16]
В 2016 году Международный астрономический союз организовал Рабочую группу по именам звезд (WGSN [17] для каталогизации и стандартизации собственных имен звезд. Для таких названий, относящихся к членам нескольких звездных систем , и где составная буква (например, от Washington Double Star Каталог ) явно не указан, в WGSN говорят, что под названием следует понимать относящийся к самому яркому компоненту по визуальной яркости. [18] WGSN утвердила название Алмааз для самого яркого компонента этой системы 1 февраля 2017 года и оно теперь включен в Список одобренных МАС звездных имен .
На китайском языке柱( Zù ) , что означает «Столпы» , относится к астеризму , состоящему из Эпсилон Возничего, Зета Возничего , Эта Возничего , Ипсилон Возничего , Ню Возничего , Тау Возничего , Хи Возничего и 26 Возничего . [20] [21] Следовательно, китайское название самого Эпсилона Возничьего —柱一( Zù yī , «Первая звезда из колонн»). [22]
Хотя звезду легко увидеть невооруженным глазом, наблюдения Иоганна Фрича 1821 года позволяют предположить, что он был первым, кто заметил, что система является переменной . В конце концов, с 1842 по 1848 год немецкий математик Эдуард Хейс и прусский астроном Фридрих Вильгельм Аргеландер начали наблюдать его раз в несколько лет. Данные Хейса и Аргеландера показали, что к 1847 году звезда стала значительно тусклее, привлекая в тот момент все внимание обоих мужчин. Эпсилон Возничего значительно посветлел и к сентябрю следующего года вернулся в «нормальное состояние». [23] Поскольку это привлекло все больше внимания, было собрано все больше и больше данных. Данные наблюдений показали, что яркость Эпсилона Возничьего не только менялась в течение длительного периода, но и испытывала кратковременные изменения. Более поздние затмения произошли между 1874 и 1875 годами и, почти тридцать лет спустя, между 1901 и 1902 годами. [23]
Ганс Людендорф , который также наблюдал Эпсилон Возничьего, был первым, кто провел детальное исследование звезды. В 1904 году он опубликовал в журнале Astronomische Nachrichten статью под названием Untersuchungen über den Lichtwechsel von ε Aurigae («Исследования изменений света Эпсилона Возничего»), в которой предположил, что эта звезда является переменной Алголя и затменно-двойной системой . [23]
Первая гипотеза, выдвинутая в 1937 году астрономами Герардом Койпером , Отто Струве и Бенгтом Стрёмгреном , предполагала, что Эпсилон Возничего представлял собой двойную звездную систему, содержащую сверхгиганта F2 и чрезвычайно холодную «полупрозрачную» звезду, которая могла бы полностью затмить своего компаньона. Однако затменная звезда будет рассеивать свет, излучаемый ее затменным спутником, что приведет к наблюдаемому уменьшению звездной величины. Рассеянный свет будет обнаружен на Земле как звезда, видимая невооруженным глазом, хотя этот свет будет значительно тусклее.
В 1961 году итальянский астрофизик Маргарита Хак предположила, что вторичная звезда представляет собой горячую звезду, окруженную оболочкой из материала, ответственного за затмение, после наблюдения ее во время затмения 1955–57 годов. [24]
Астроном Су-Шу Хуанг опубликовал в 1965 году статью, в которой обрисовал недостатки модели Койпера-Струве-Стремгрена и предположил, что спутник представляет собой большую дисковую систему, видимую с Земли с ребра. Роберт Уилсон в 1971 году предположил, что в диске находится «центральное отверстие», что является возможной причиной внезапного увеличения яркости системы в середине затмения. В 2005 году система наблюдалась в ультрафиолете с помощью прибора Far Ultraviolet Spectroscope Explorer (FUSE); поскольку звездная система не излучала энергию со скоростью, характерной для таких объектов, как двойная система нейтронной звезды Циркул X-1 или двойная система черная дыра Лебедь X-1 , ожидается, что объект, занимающий центр диска, не будет чем-то вроде Сортировать; напротив, новая гипотеза предполагает, что центральный объект на самом деле является звездой типа B5. [23] [25]
Другая гипотеза астрономов Аластера Кэмерона и Ричарда Стотерса утверждает, что спутником Эпсилона Возничего А является черная дыра , поглощающая твердые частицы из сумеречного облака, которые обходят его горизонт событий и излучают инфракрасный свет, обнаруженный с Земли . [26] С тех пор эта гипотеза была признана устаревшей и отвергнута.
Эпсилон Возничьего был объектом наблюдения наблюдателей Международного года астрономии с 2009 по 2011 год, три года, которые совпали с его последним затмением. [27]
Природа системы Эпсилон Возничего неясна. Давно известно, что она состоит как минимум из двух компонентов, которые каждые 27 лет претерпевают периодические затмения с необычным плоским дном затемнения. Ранние объяснения с использованием исключительно больших диффузных звезд, черных дыр и странных дисков в форме пончика больше не принимаются. В настоящее время есть два основных объяснения, которые могут объяснить известные наблюдаемые характеристики: модель с большой массой, в которой главным является желтый сверхгигант с массой около 15 M ☉ ; и модель малой массы, где главная звезда имеет размер около 2 M ☉ и менее яркая развитая звезда. [10]
Вариации модели большой массы всегда были популярны, поскольку главная звезда, по всей видимости, является большой звездой-сверхгигантом. Спектроскопически это ранний F или поздний A с классом светимости Ia или Iab. Оценки расстояния постоянно приводят к ожидаемой светимости яркого сверхгиганта , хотя опубликованные значения расстояния сильно различаются. Измерение параллакса Hipparcos имеет погрешность, равную самому значению, поэтому полученное расстояние, вероятно, будет варьироваться от 355 до 4167 парсеков. [10] Параллакс Gaia Data Release 2 несколько более точен и приводит к расстоянию1350 ± 350 св. лет , что ближе к нижнему пределу оценок, полученных другими методами. [1] Основная проблема модели с большой массой заключается в природе вторичной обмотки, которая согласно известной функции массы должна иметь массу, сравнимую с первичной, что противоречит наблюдениям, где она проявляется как главная последовательность B-типа. звезда . Вторичная система может представлять собой тесную двойную систему, состоящую из двух звезд главной последовательности меньшей массы, или более сложную систему. [3]
Модель малой массы, недавно популяризированная проектом Citizen Sky , предполагает, что главная звезда представляет собой развитую асимптотическую звезду гигантской ветви с размером 2–4 M ☉ . Это основано на более низких оценках расстояния и светимости, чем в большинстве наблюдений. Звезда была бы необычно большой и яркой звездой-гигантом для данной массы, возможно, в результате очень большой потери массы. Чтобы соответствовать наблюдаемым затмениям и орбитальным данным, вторичная звезда представляет собой довольно обычную звезду B главной последовательности размером около 6 M ☉ , погруженную в толстый диск, видимый почти с ребра. [3]
Сама орбита теперь довольно хорошо определена, [3] она наклонена более чем на 87 градусов к Земле. Первичная и вторичная звезды находятся на расстоянии около 35 а.е. друг от друга (в модели большой массы), [10] что дальше, чем планета Нептун от Солнца . [28] В модели малой массы расстояние составляет всего 18 а.е. [3]
Видимый компонент, Эпсилон Возничего A, представляет собой полуправильную пульсирующую постасимптотическую звезду ветви гигантов, принадлежащую спектральному классу F0. [23] Эта звезда F-типа имеет диаметр от 143 до 358 раз больше Солнца и в 37 875 раз ярче — надежные источники значительно различаются в своих оценках обеих величин. Если бы звезда находилась в положении Солнца, она охватывала бы Меркурий и, возможно, Венеру. Звезды F-типа, такие как Эпсилон Возничего, имеют тенденцию светиться белым и иметь сильные линии поглощения ионизированного кальция и слабые линии поглощения водорода; будучи классом выше Солнца (звезда G-типа), звезды F-типа обычно горячее, чем звезды, подобные Солнцу. [29] Другие звезды F-типа включают главную звезду Проциона , самую яркую звезду в созвездии Малого Пса . [30]
Сверхгигант пульсирует, демонстрируя небольшие изменения своей яркости и спектральных линий. Пульсациям даны периоды 67 и 123 дня [31] с амплитудой около 0,05 звездной величины. [11] Профили многих спектральных линий демонстрируют изменения, которые можно было бы ожидать от пульсирующего сверхгиганта, но неясно, имеют ли они тот же период, что и изменения блеска. По мере пульсации звезды может наблюдаться небольшое изменение эффективной температуры фотосферы . [32]
Затменная компонента излучает сравнительно незначительное количество света и не может быть непосредственно видна в видимом свете. Однако в центре объекта была обнаружена нагретая область. Широко распространено мнение, что это пыльный диск, окружающий звезду главной последовательности класса B. Моделирование спектрального распределения энергии ε Возничего в целом дает наилучшее соответствие звезде B5V в центре диска. Такая звезда имела бы массу около 5,9 M ☉ . Наблюдаемая орбита, предполагающая довольно обычный сверхгигант F-типа для главной звезды, требует вторичного с массой более 13 M ☉ . Модель с малой массой допускает вторичную обмотку 5,9 M ☉ и поэтому также требует первичной обмотки малой массы. Модель большой массы допускает наличие главного сверхгиганта нормальной массы и приводит доводы в пользу пары звезд B-типа или необычной одиночной звезды с большей массой. [3]
Диск вокруг вторичной звезды имеет ширину 3,8 а.е., толщину 0,475 а.е. и блокирует около 70% света, проходящего через него, что позволяет видеть некоторое количество света от главной звезды даже во время затмений. Он излучает как черное тело с температурой 550 К. [3]
Звезду легко найти из-за ее яркости и очевидной близости к звезде Капелла . Это вершина равнобедренного треугольника, образующего «нос» созвездия Возничего. Звезда достаточно яркая, чтобы ее можно было увидеть из большинства городских мест с умеренным уровнем светового загрязнения .
Наблюдатели визуальных переменных звезд оценивают ее яркость, сравнивая ее яркость с яркостью близлежащих звезд с известным значением блеска. Это можно сделать путем интерполяции блеска переменной между двумя звездами сравнения или путем индивидуальной оценки разницы звездных величин между переменной и несколькими различными сравнениями. Повторение наблюдений в разные ночи позволяет построить кривую блеска, показывающую изменение яркости звезды. На практике оценки визуальных переменных звезд, полученные от многих наблюдателей, статистически объединяются для получения более точных результатов. [33]
Национальный научный фонд предоставил AAVSO трехлетний грант для финансирования гражданского научного проекта, построенного вокруг затмения 2009–2011 годов. [34] [35] [36] Проект под названием Citizen Sky [ 37] организует и обучает участников наблюдать затмение и передавать свои данные в центральную базу данных. Кроме того, участники помогут проверить и проанализировать данные, проверяя свои собственные теории и публикуя оригинальные исследовательские статьи в рецензируемом астрономическом журнале.
