Almaaz

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Epsilon Aurigae A / B
Epsilon Aurigae2.jpg
Una fotografía de ε Aurigae
Clasificación Supergigante amarilla
Estrella blanca azul
Clase espectral F0II-III / B5V [1]
Tipo de variable Eclipse binario
Periodo de variabilidad 9 892 días
Distancia del sol A 2 000 años luz [1]
Constelación Auriga
Coordenadas
(en el momento J2000 )
Ascensión recta 05 h 01 m 58 132 s [2]
Declinación + 43 ° 49 '23.91 " [2]
Datos físicos
Radio medio 135 / 3,9 [1] R
Masa
2,2 a 15 / 3.9 a 5.9 [1] M
Velocidad de rotacion 20 km / s
Temperatura
superficial
7 750/15 000 K [1] (promedio)
Brillo
47 000 [3] L
Índice de color ( BV ) 0,54
Datos de observación
Aplicación Magnitude. 3.04 [2]
Magnitud abs. -5.95
Paralaje 1,53 máx
Moto propia AR : 0.86 Mas / año
Diciembre : -2.66 mas / año
Velocidad radial -2.5 km / s
Nomenclaturas alternativas
Haldus, Almaaz, Al Anz, 7 Aurigae, HR 1605, BD + 43 ° 1166, HD 31964, SAO 39955, FK5 183, GC 6123, ADS 3605, CCDM 05020 + 4350, HIP 23416

Coordenadas : Carta celeste 05 h 01 m 58,132 s, + 43 ° 49 '23.91 "

Almaaz ( ε Aur / ε Aurigae ) es una estrella de la constelación de Auriga , la quinta estrella más brillante en esta constelación. También conocido por los nombres tradicionales de Almaaz, Haldus, o Al Anz, Almaaz es un conocido y eclipse inusual binario , cuyo brillo varía entre magnitud 2,92 y 3,83 durante un período de 9.892 días (~ 27,1 años), mientras el Eclipse dura aproximadamente 640-730 días [4] . La distancia de ε Aurigae es todavía un tema de debate, sin embargo las estimaciones más recientes sitúan la estrella alrededor de 2000 años luz de la Tierra [1] .

Se trata de un sistema binario formado por una supergigante de clase F0 y un acompañante formado por un disco opaco de la materia en la que hay un objeto desconocido, probablemente uno o dos de la clase B estrellas. Almaaz se ha sospechado de ser una variable de desde que el astrónomo alemán Johann Fritsch observó que en 1821. Posteriores observaciones por Eduard Heis y Friedrich Wilhelm Argelander reforzó las sospechas iniciales y atrajo la atención alrededor de la estrella. Hans Ludendorff, sin embargo, fue el primero en estudiarlo en detalle, y su trabajo reveló que el sistema era una variable binaria eclipsante. Almaaz ha sido objeto de numerosos debates, como un objeto lo suficientemente grande como para oscurecer el principal debe emitir más luz de lo que realmente emite.

A partir de 2008, la teoría más aceptada es que la compañera es una estrella azul-blanca de clase B, rodeado por un disco de polvo, una hipótesis que los descartes los previamente formulados, que especularon que la secundaria era una estrella transparente o un negro agujero [5] .

Observación

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Auriga IAU.svg

Es una estrella situada en el hemisferio norte ; es fácilmente detectable ya que se encuentra al sur-oeste de la brillante Capella , a poca distancia de la misma. Su posición es fuertemente boreal y esto implica que la estrella es principalmente observable desde el hemisferio norte, donde es circumpolar también desde la mayoría de las regiones templadas; desde el hemisferio sur, su visibilidad se limita en cambio a las regiones templadas más bajas y al cinturón tropical . Su magnitud es igual a +3.04 significa que se puede ver desde las pequeñas y medianas centros urbanos, aunque bajo un cielo no muy afectada por la contaminación lumínica .

El mejor período para su observación en el cielo vespertino cae en los meses comprendidos entre finales de octubre y abril; en el hemisferio norte es visible incluso durante un período más largo, gracias a la declinación norte de la estrella, mientras que en el hemisferio sur se puede observar de forma limitada durante los meses australes de verano.

Las formas de estrellas el vértice del triángulo isósceles conocida como la nariz del Auriga, y es visible en toda la temporada de invierno en todo el hemisferio norte , a poca distancia de la gigante de color amarillo brillante Capella . En el mundo anglosajón las estrellas en la parte superior del triángulo isósceles son llamados los tres hijos, los tres niños.

Historia de observaciones

A pesar de ser claramente visible a simple vista , Johann Fritsch fue el primero en darse cuenta la variabilidad de ε Aurigae en 1821, cuando la estrella fue probablemente eclipsado por su compañero. Entre 1842 y 1848, los astrónomos observaron Eis y Argelander la estrella, que atrajo la atención debido a una caída evidente en el brillo en 1847, y luego regresaron a su brillo normal en septiembre del año siguiente. A partir de los datos de observación se dieron cuenta de que la estrella no sólo exhibió la variabilidad a largo plazo debido al eclipse, pero también mostró pequeñas variaciones a corto plazo, en el supuesto de que esta variabilidad se debe a una transferencia de materia de una estrella a otra [5] .

Hans Ludendorff fue el primero en llevar a cabo estudios detallados y en 1904 publicado en la revista Astronomische Nachrichten un artículo titulado "über Untersuchungen den Lichtwechsel von ε Aurigae" (Estudios sobre el cambio de luz de ε Aurigae), en la que sugirió que la estrella era una binaria eclipsante tipo Algol [5] . Su-Shu Huang, en 1965, llegó a la conclusión de que el objeto fue eclipsando un disco opaco que oculta lo que había dentro, y nunca se había observado ningún eclipse secundario [6] .

Características del sistema

La verdadera naturaleza de Epsilon Aurigae siempre se ha entendido poco [3] . Desde hace tiempo se sabe que se trata de un largo período eclipsando sistema binario de la Algol tipo, pero a diferencia de otras estrellas de su clase su periodo es inusualmente largo, alrededor de 27 años, y es la variable Algol, con mucho, con el período más largo conocido. Varias teorías se han sugerido en el pasado, por ejemplo, que la oscuridad secundaria era grande en tamaño, pero baja en densidad , y por lo tanto semi-transparente. Otra teoría propuesta en el pasado es que el compañero era un agujero negro , pero ambos de estos dos teorías ya no son aceptados por la comunidad científica, mientras que los modelos posibles para este sistema se mantienen esencialmente dos [6] : un modelo de alta masa predice que el supergigante amarilla tiene una masa de aproximadamente 15 M , y un segundo modelo en el que la principal es menos luminosa y con una masa dos o tres veces la del sol [1] . Los dos componentes se encuentran a una distancia de unos 18-20 AU unos de otros, y la inclinación orbital en la dirección de la línea de visión de la Tierra de 87 grados nos hace aparecer el sistema visto en corte.

componente visible

impresión del sistema Almaaz del artista (la estrella en primer plano es el compañero de secundaria)

El componente visible del sistema es una supergigante amarilla de clase espectral F0II, o como otras publicaciones A8Iab [2] indican , y es una de las estrellas más brillantes dentro de 1000 parsecs de la dom Tiene un radio de 135 veces la de la sol [1] y es 47 000 veces más brillante que nuestra estrella [3] . El modelo de gran masa siempre ha sido popular, y de hecho asumiendo una gran distancia de la estrella tiene todas las apariencias de una supergigante real, extremadamente brillante. El problema con este modelo es que supone una secundaria más masiva que el primario, y se sugiere que más de una estrella, un sistema binario o múltiple está presente en el disco oscuro. El modelo de baja masa en lugar predice que la principal es una estrella moribunda con una masa 23 veces la de la tarde- etapa de Sol, que es parte de la rama asintótica de las gigantes . Este segundo modelo se basa en una estimación más baja de la distancia y el brillo que los anteriormente considerado. No está claro cuál de los dos modelos es el mejor: Hohle et al. (2010) estimar una masa entre 1,7 y 19 M , con un promedio de más de 12 masas solares [7] , que es compatible con ambos. Incluso las mediciones de la Hipparcos satélite en el paralaje tienen un margen de error tan grande como la propia paralaje, y coloque la estrella a una distancia de sólo 355 a 4167 parsecs [8] . A pesar de que los dos modelos son muy diferentes entre sí, la gran incertidumbre sobre la distancia de Almaaz no permite descartar cualquiera de ellos [6] .

Las observaciones con el 2010 el telescopio espacial Spitzer se inclinan hacia la segunda hipótesis, es decir, una estrella de baja masa principal con una sola estrella de clase B dentro de un disco giratorio de polvo, cuyo radio se estima, por el Tesoro et al. en aproximadamente 4 AU, con lo que los otros parámetros de los componentes del sistema [9] compatible.

componente invisible

El componente oscuro del sistema emite una cantidad muy insignificante de la luz difusa y es invisible al ojo desnudo. Sin embargo, una región calentada fue descubierto en el centro del objeto. Tres hipótesis se han propuesto en la razón de esta invisibilidad, que han atraído la atención de la comunidad científica en los últimos años. La primera hipótesis fue sugerida en 1937 por Gerard Kuiper , Otto Struve , y Bengt Strömgren , que propone que la secundaria fue un grande, pero de baja densidad , y por lo tanto la estrella semitransparente. Otra teoría fascinante propuesto ha sido que este sistema contiene un agujero negro [10] .

En 1961, después de haber observado que durante el eclipse de 1955 a 1957, el astrofísico italiana Margherita Hack sugirió que la secundaria era una estrella caliente rodeada por un disco de materia, responsable de eclipse [11] .

Su-Shu Huang, en un documento de 1965, una lista de las imperfecciones de los estudios por Kuiper, Struve, y Strömgren, lo que sugiere que el objeto que eclipsa era un gran disco oscuro. [5] En 1971 Robert Wilson propuso la existencia de una abertura central en el disco, para explicar el incremento en el brillo a mitad de camino a través del eclipse [5] . En 2005 se observó en el sistema ultravioleta por el explorador espectroscópico en el ultravioleta lejano (FUSE); no de rayos X se detectó fuente, típico de las estrellas de neutrones o agujeros negros , en consecuencia, se descartó la presencia de dichos objetos, mientras que se propuso una nueva teoría, que predice que en el centro del disco oscuro hay una caliente estrella de B5 clase [1] [5] .

Observaciones recientes

La Fundación Nacional de Ciencias otorgó AAVSO una beca de tres años para financiar un proyecto de ciencia ciudadana , llamado Sky Ciudadana, desarrollado con motivo del eclipse de 2009 a 2011 [12] [13] [14] .

Durante la campaña de observación, un equipo dirigido por Brian Kloppenborg, de la Universidad de Denver, observó la estrella con el CHARA de matriz interferómetro en el monte de 3,8 UA , llegando a la conclusión de que la estrella central en el disco es una estrella azul de tipo espectral B con de masa de 3,85 veces la del Sol , por lo tanto inferior a la estimación anterior resultante de un estudio de 2010 publicado por Tesoro et al. , Que estima que sea casi 6 veces la del Sol [15] . En la publicación del Tesoro, que había observado la estrella con el telescopio espacial Spitzer de la Instituto de Tecnología de California , la estimación de la masa de la principal, que es parte de la rama asintótica de las gigantes , es de entre 2,2 y 3,3 masas solares. , mientras que el radio sería 135 veces la de la sol y el tipo espectral F0 [1] .

Aunque algunas de las características del sistema son todavía no está completamente aclaradas, la hipótesis más plausible parece ser confirmado, a saber, que la estrella es una binaria atípica en la que la estrella visible se acompaña de una normal de la secuencia principal compañera rodeada por un disco de polvo y gas ., cuya temperatura es de alrededor de 550 K [1] [15] .

Etimología

Almaaz es el nombre dado a él por el astrónomo alemán Johann Bayer en su 1603 Uranometry catálogo de estrellas [16] . Es también conocido por los nombres de Almaaz, Haldus o Al Anz [17] . Almaaz [3] y Al Anz derivan del árabe الماعز al-Macz (niño), que en latín se corresponde con el nombre de la estrella Capella .

En chino que se conoce como柱(Zhu), que significa "pilar", y se refiere a un asterismo compuesto de η Aurigae , υ Aurigae , ν Aurigae , τ Aurigae , χ Aurigae y 26 Aurigae . En consecuencia, ε Aurigae es en sí mismo conocido como柱一Zhu Yi, que es: "la primera estrella de los pilares" [18] .

Nota

  1. ^ Un b c d e f g h i j k Tesoro et al. , Sistema de Propiedades de la tabla (Cielo Ciudadano) (PNG), en citizensky.org (archivada desde el original, el 14 de abril de 2012).
  2. ^ Un b c d V * eps Aur - Eclipsar binaria de tipo Algol (individual) , su simbad.u-strasbg.fr, SIMBAD .
  3. ^ Un b c d Almaaz , en stars.astro.illinois.edu. artículo del Dr. Jim Kaler
  4. ^ La "estrella" de nuestro proyecto , en citizensky.org, CitizenSky (archivada desde el original, el 13 de agosto, 2009).
  5. ^ Un b c d e f Variable estrella de la temporada , en aavso.org, AAVSO, enero de 2008.
  6. ^ Un b c Pavel Chadima; Petr Harmanec; Bennett; Brian Kloppenborg; Robert Stencel; Stevenson Yang; Hrvoje Bozic; Miroslav Slechta et al. , Análisis espectral y fotométrica de la epsilon binaria eclipsante Aurigae antes y durante el 2009-2011 eclipse, 2011. arΧiv : 1105.0107
  7. ^ O, tipo B y masas y luminosidades supergigantes rojas (Hohle +, 2010) , en vizier.u-strasbg.fr .
  8. ^ F. van Leeuwen, Validación de la nueva reducción de Hipparcos , en Astronomía y Astrofísica , vol. 474, n. 2, noviembre de 2007, págs. 653–664, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20078357 . arΧiv : 0708.1752
  9. ^ Whitney Clavin, siglos de edad, estrella misterio llegando a su fin , spitzer.caltech.edu, del Jet Propulsion Laboratory , 5 de enero del 2010.
  10. ^ Viaje alrededor Un Agujero Negro - Almaaz , en universetoday.com, Universo Hoy, febrero de 2010.
  11. ^ Margherita Hack , una nueva explicación del sistema binario de Aurigae ε (PDF), en Memorias de la Sociedad Astronómica italiano, vol. 32, 1962, págs. 351-64, bibcode : 1962MmSAI..32..351H .
  12. ^ Hadley Leggett, Wired.com: Alcance para el cielo Ciudadano , 24 de agosto, 2009.
  13. ^ Astronomy.com: Cielo Ciudadano investiga Almaaz , en astronomy.com.
  14. ^ Año Internacional de la Astronomía: Cielo Ciudadano invita a el publico para ayudar a resolver un misterio estelar , en astronomy2009.org.
  15. ^ Un b Prof. Stencel, un nodo primario en el Aurigae Campaña Eclipse Epsilon , en mysite.du.edu. Consultado el 26 de febrero de 2012 .
  16. ^ "Mapa astronómico." Encyclopædia Britannica. 2009. Enciclopedia Británica edición línea de la Escuela. 3 de enero de, 2009 < http://www.school.eb.com/eb/article-52796 >
  17. ^ Al Anz , en astro.wisc.edu. Consultado el 14 de enero de, 2013 (Archivado desde el original el 28 de agosto de 2015). http://www.astro.wisc.edu
  18. ^ (ZH) 香港太空館-研究資源-亮星中英對照表, en lcsd.gov.hk. Consultado el 1 de mayo de, 2019 (Archivado desde el original, el 25 de octubre de 2008). Museo Espacial de Hong Kong

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enlaces externos

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