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

• Алмааз (Almaaz), Мааз (Maaz), Ал Маз (Al-Ma’z) предположительно от арабского «козёл» или «козлёнок», поскольку в древности входило в катастеризм Коза с Козлятами .
• Ал Анз — этимология этого варианта неизвестна, но он приведён у Казвини .

Краткое описание

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 +2,92 ^m до +3,83 ^m звёздной величины . Это затемнение длится 640—730 дней . В дополнение к этой затменной переменности у системы также есть небольшая пульсация с периодом приблизительно 66 дней . 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 . 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

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

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 .

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

Наблюдения Спитцера, 2009

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.

Компоненты системы и переменность

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

Видимый компонент

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

Затмевающий компонент

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 . 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 . 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 4 ^m ,— 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 16 ^m , 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

Американский астроном Су-Шу Хуан () 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 . в 1971 году предположил, что в диске существует отверстие, которое является возможной причиной внезапного увеличения яркости системы в середине затмения . В 2005 система наблюдалась в ультрафиолетовом диапазоне с помощью телескопа . 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 . Радиус диска оценивается в 3,8 а. е. , толщина — в 0,475 а. е. , а температура 550±50 K .

Дополнительные компоненты

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

Название	Прямое восхождение	Склонение	Видимая звёздная величина	Спектральный класс	Ссылка
AB (BD+43 1166B)	05 ч 01 м 56.6 с	+43° 49′ 08″	14	F0Iae
AC (BD+43 1166C)	05 ч 01 м 54 с	+43° 49′ 26″	11,26
AD (BD+43 1166D)	05 ч 01 м 55.1 с	+43° 49′ 47″	12
AE (BD+43 1168)	05 ч 02 м 12.374 с	+43° 51′ 42.35″	9,2

Условия наблюдения

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 , и первые сообщения о начале нового затмения появились в июле 2009 .

Любительское небо

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

Ссылки

• , описывающее Эпсилон Возничего с помощью игрушки
• (David Darling’s encyclopedia)
• (АКД на Astronet) 8 января 2010