 Epsilon Aurigae liegt etwas unterhalb von Capella, dem hellsten Stern in der Konstellation. | ||
| Beobachtungsdaten Epoche J2000 Equinox J2000 | ||
|---|---|---|
| Konstellation | Auriga | |
| Aufstieg nach rechts | 05 h 01 m 58.129 s [1] | |
| Deklination | + 43 ° 49 ′ 23.87 ″ [1] | |
| Scheinbare Größe (V) | 2.98 [2] | |
| Merkmale | ||
| Spektraltyp | F0 Iab (oder II-III [3]) + B5V | |
| U-B-Farbindex | +0,30 [2] | |
| B-V-Farbindex | +0.54 [2] | |
| Variablentyp | Algol [4] | |
| Astrometrie | ||
| Radialgeschwindigkeit (R v ) | 10.40 [5] km / s | |
| Richtige Bewegung (μ) | RA: -0.86 ± 1.38 [1] mas / j. dez.: 29999034000000000000 - 2.66 ± 0.75 [1] mas / Jahr | |
| Parallax (π) | 2.4144 [1] ± 0.5119 mas | |
| Abstand | 653 - 1.500 [6] pc [19659028] Absolute Magnitude (M V ) | -9.1 [7] |
| Orbit [8] | ||
| Zeitraum (P) | 9 9 9 9 896 .0 ± 1.6 d | |
| Semi-Major-Achse (a) | 18.1 +1.2 - 1.3 [3] AU | |
| Exzentrizität (e) | 0.227 ± 0.011 | |
| Neigung (i) | 89 [3] ° | |
| Länge des Knotens (Ω) | 264 ° [19659055] Periastron-Epoche (T) | MJD 34 723 ± 80 |
| Argument von Periastron (ω) [1990] (sekundär) | 39.2 ± 3.4 ° | |
| Halbamplitude (K 1 ]) (primär) | 13.84 ± 0.23 km / s | |
| Details | ||
| Details A. | ||
| Masse | 2.2-15 [9] M [1945 | |
| Radius | 143 - 358 [6] R Luminosity (bolometrisch) | 37,875 [10] L ☉ |
| Oberflächenschwerkraft [1 9459014] (log g ) | ≲ 1.0 [3] cgs | |
| Temperatur | 7.750 [3] K | |
| Drehzahl ( v sin i ) | 54 [11] km / s | |
| ε Aur B | ||
| Masse | 6 - 14 [9] M [1945 | |
| Radius | 3.9 ± 0,4 [3] R ☉ | |
| g ) | 4.0 [3] cgs | |
| Temperatur | 15 000 [3] K | |
| Hipparcos-Katalog, Bright Star-Katalog (5. Aufl. ed.), 9. Katalog spektroskopischer binärer Umlaufbahnen, Variabler Sternindex (VSX) | ||
| Datenbankverweise | ||
| SIMBAD | Daten | |
Epsilon Aurigae ε Aurigae abgekürzt Epsilon Aur ε Aur ) ist ein Vielfachsternsystem im nördlichen Sternbild Auriga. Es ist ein ungewöhnliches Eclipsing-Binärsystem, das aus einem F0-Supergiant (auch Almaaz [13]) und einem Gefährten besteht, der allgemein als riesige dunkle Scheibe betrachtet wird, die ein unbekanntes Objekt umkreist, möglicherweise ein binäres System mit zwei kleinen B-Typ Sterne. Die Entfernung zum System ist immer noch umstritten, aber moderne Schätzungen gehen von etwa 2.000 Lichtjahren Entfernung zur Erde aus. [6] Die Daten der Gaia-Sonde liegen bei etwa 1,350 ± 300 Lichtjahre von der Erde entfernt. [1]
Epsilon Aurigae wurde erstmals als variabler Stern vermutet, als der deutsche Astronom Johann Heinrich Fritsch ihn 1821 beobachtete. Spätere Beobachtungen von Eduard Heis und Friedrich Wilhelm Argelander verstärkten den ersten Verdacht von Fritsch und zog die Aufmerksamkeit auf den Stern. Hans Ludendorff war jedoch der erste, der es ausführlich studierte. Seine Arbeit enthüllte, dass das System eine binäre Variable mit Eklipsen war, ein Stern, der dunkler wird, wenn sein Partner das Licht verdunkelt.
Etwa alle 27 Jahre sinkt die Helligkeit von Epsilon Aurigae von einer scheinbaren visuellen Stärke von +2,92 auf +3,83. [14] Dieses Dimmen dauert 640–730 Tage. [15] Zusätzlich zu dieser Sonnenfinsternis hat das System auch einen Tiefstand Amplitudenpulsation mit einer nicht konsistenten Periode von etwa 66 Tagen. [16]
Der Finsternis-Begleiter von Epsilon Aurigae wurde viel diskutiert, da das Objekt nicht so viel Licht emittiert, wie es für ein Objekt erwartet wird seine Größe. [16] Seit 2008 ist das am weitesten verbreitete Modell für dieses Begleitobjekt ein binäres Sternensystem, das von einer massiven, undurchsichtigen Staubscheibe umgeben ist. Theorien, die spekulieren, dass es sich bei dem Objekt um einen großen, halbtransparenten Stern oder um ein schwarzes Loch handelt, wurden verworfen.
Nomenklatur [ edit ]
ε Aurigae (lat. Zu Epsilon Aurigae ) ist die Bayer-Bezeichnung des Systems. Es trägt auch die Flamsteed-Bezeichnung 7 Aurigae . Es ist in mehreren Sternkatalogen als ADS 3605 A, CCDM J05020 + 4350A und WDS J05020 + 4349A aufgeführt.
Richard Hinckley Allen berichtete, dass der Oxford-Gelehrte Thomas Hyde den traditionellen Namen Almaaz in seiner 1665-Übersetzung des Katalogs von Ulugh Beg und den mittelalterlichen persischen Astronomen Zakariya al-Qazwini als Al Anz kannte abgeleitet aus dem Arabischen اَلْمَاعَزْ al-mā c z ((billy) Ziege), entsprechend dem Namen des Sterns Capella (lateinisch für "Nanny Goat"). [17] Im Jahr 2016 organisierte die International Astronomical Union eine Arbeitsgruppe für Sternnamen (WGSN [18] ), um Eigennamen für Sterne zu katalogisieren und zu standardisieren. Für solche Namen, die sich auf Mitglieder von Mehrfachsternsystemen beziehen, und wo ein Komponentenbuchstabe (von z Washington Double Star Catalog) ist nicht explizit aufgeführt, der WGSN sagt, dass der Name durch die visuelle Helligkeit der hellsten Komponente zugeordnet werden sollte. [19] Der WGSN genehmigte den Namen Almaaz für die hellste Komponente von dieses sy 1. Februar 2017 und ist nun in der Liste der von der IAU anerkannten Sternnamen enthalten. [13]
Auf Chinesisch ( Zhù ), Bedeutung Pillars bezieht sich auf einen Asterismus, bestehend aus Epsilon Aurigae, Zeta Aurigae, Eta Aurigae, Upsilon Aurigae, Nu Aurigae, Tau Aurigae, Chi Aurigae und 26 Aurigae. [20] Folglich Epsilon Aurigae selbst ist bekannt als ( Zhù yī "Erster Stern der Säulen"). [21]
Beobachtungsgeschichte [ edit
Obwohl der Stern für das bloße Auge gut sichtbar ist, deuten Johann Fritschs Beobachtungen aus dem Jahr 1821 darauf hin, dass er als erster das System als variabel empfand. Schließlich, von 1842 bis 1848, begann der deutsche Mathematiker Eduard Heis und der preußische Astronom Friedrich Wilhelm Argelander alle paar Jahre, es zu beobachten. Sowohl die Daten von Heis als auch von Argelander zeigten, dass der Stern bis 1847 deutlich schwächer geworden war und die volle Aufmerksamkeit beider Männer auf sich zog. Epsilon Aurigae hatte sich deutlich aufgehellt und war im darauffolgenden September wieder "normal". [16] Da es mehr Aufmerksamkeit auf sich zog, wurden immer mehr Daten erhoben. Die Beobachtungsdaten zeigten, dass Epsilon Aurigae nicht nur über einen langen Zeitraum schwankte, sondern auch kurzfristige Helligkeitsschwankungen auftrat. Spätere Finsternisse fanden zwischen 1874 und 1875 statt und fast dreißig Jahre später zwischen 1901 und 1902. [16]
Hans Ludendorff, der auch Epsilon Aurigae beobachtet hatte, führte als erster eine detaillierte Inszenierung durch Studie des Sterns. 1904 veröffentlichte er in Astronomische Nachrichten einen Artikel mit dem Titel Untersuchungen über den Lichtwechsel von von Aurigae in dem er vorschlug, dass der Stern eine Algol-Variable sei und eine eclipsing binary. [16]
Die erste Hypothese, die die Astronomen Gerard Kuiper, Otto Struve und Bengt Strömgren im Jahr 1937 aufstellten, vermutete, dass Epsilon Aurigae ein Sternensystem mit einem F2-Überstand sei und ein extrem cooler "semitransparenter" Stern, der seinen Gefährten komplett verdunkeln würde. Der Eclipsing-Stern würde jedoch das von seinem Eclips-Begleiter emittierte Licht streuen, was zu einer beobachteten Abnahme der Größe führt. Das gestreute Licht würde auf der Erde als mit bloßem Auge sichtbarer Stern detektiert, obwohl dieses Licht erheblich gedimmt sein würde.
Im Jahr 1961 schlug der italienische Astrophysiker Margherita Hack vor, der Sekundärstern sei ein heißer Stern, umgeben von einer Materialschale, die für die Sonnenfinsternis verantwortlich sei, nachdem er sie während der Sonnenfinsternis von 1955 bis 1957 beobachtet hatte. [22] Der Astronom Su-Shu Huang veröffentlichte 1965 ein Papier, in dem die Defekte des Kuiper-Struve-Strömgren-Modells skizziert wurden, und schlug vor, dass der Begleiter ein aus der Perspektive der Erde randloses Scheibensystem ist. Robert Wilson schlug 1971 vor, eine "zentrale Öffnung" in der Scheibe zu finden, ein möglicher Grund für die plötzliche Aufhellung des Systems in der Mitte der Sonnenfinsternis. Im Jahr 2005 wurde das System vom Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE) im ultravioletten Bereich beobachtet; Da das Sternsystem keine Energie mit für Objekte charakteristischen Raten emittierte, wie das Neutronenstern-Binärsystem Circinus X-1 oder das Schwarze-Loch-Binärsystem Cygnus X-1, wird nicht erwartet, dass das Objekt, das die Mitte der Platte einnimmt, irgendetwas von dem ist Sortieren; Im Gegensatz dazu hat eine neue Hypothese vorgeschlagen, dass das zentrale Objekt tatsächlich ein Stern vom Typ B5 ist. [16] [23] Eine weitere Hypothese der Astronomen AGW Cameron und R. Stothers gibt an, dass der Begleiter von Epsilon Aurigae A ein schwarzes Loch ist, das feste Partikel aus der Dämmerungswolke verbraucht, die den Ereignishorizont umgehen, der das von der Erde detektierte Infrarotlicht aussendet. [24] Diese Hypothese gilt seitdem als überholt und verworfen. Epsilon Aurigae wurde von Beobachtern des Internationalen Jahres der Astronomie von 2009 bis 2011 zur Beobachtung eingesetzt, den drei Jahren, die seine jüngste Finsternis überlappten. [25] Die Art des Epsilon Aurigae-Systems ist unklar. Es ist seit langem bekannt, dass es aus mindestens zwei Komponenten besteht, die alle 27 Jahre eine periodische Sonnenfinsternis mit einem ungewöhnlichen Abflachen mit flachem Boden durchlaufen. Frühere Erklärungen mit außergewöhnlich großen, diffusen Sternen, schwarzen Löchern und ungeraden Donut-förmigen Scheiben werden nicht mehr akzeptiert. Es gibt nun zwei Haupterklärungen, die die bekannten beobachteten Eigenschaften erklären können: ein Modell mit hoher Masse, bei dem es sich bei dem Primärmodell um einen gelben Überriesen von etwa 15 handelt M ☉ ; und ein Modell mit niedriger Masse, bei dem der Primärwert etwa 2 M [1945 und ein weniger leuchtender, entwickelter Stern ist. [9] Variationen bei dem Modell mit hoher Masse waren schon immer populär, da der primäre Stern allen Anschein nach ein großer Überriese ist. Spektroskopisch ist es früh F oder spät A mit der Leuchtkraftklasse Ia oder Iab. Entfernungsschätzungen führen konstant zu erwarteten Leuchtstärken für einen hellen Überriesen. Eine Ausnahme ist die Hipparcos-Parallaxemessung, aber die Fehlerspanne ist so groß wie der Wert selbst, und die abgeleitete Entfernung liegt wahrscheinlich zwischen 355 und 4167 Parsec. [9] Das Hauptproblem bei diesem Modell ist die Art der sekundär, was von der bekannten Massenfunktion gefordert wird, um eine mit der primären Masse vergleichbare Masse zu haben, im Widerspruch zu Beobachtungen, bei denen sie als Hauptreihenstern vom Typ B erscheint. Das Sekundärsystem kann ein enger Binary sein, an dem zwei Hauptreihen mit niedrigerer Masse beteiligt sind, oder ein komplexeres System. [3] Das vor kurzem vom Citizen Sky-Projekt populär gewordene Low-Mass-Modell schlägt vor, dass Primär ist ein entwickelter asymptotischer Riesenaststern von 2–4 M [1945. Dies beruht auf Entfernungs- und Helligkeitsschätzungen, die niedriger sind als bei den meisten Beobachtungen. Der Stern wäre ein ungewöhnlich großer und heller Riesenstern für die gegebene Masse, möglicherweise als Ergebnis eines sehr hohen Massenverlusts. Um mit den beobachteten Eklipsen- und Orbitaldaten übereinzustimmen, ist der sekundäre ein ziemlich normaler B-Hauptsequenzstern von etwa 6 M [1945eingebettet in eine dicke Scheibe, die fast am Rand zu sehen ist. [3] [3] Die Umlaufbahn selbst ist jetzt ziemlich gut bestimmt, [3] um über 87 Grad zur Erde geneigt. Primär und sekundär liegen um 35 AE (im Hochmassemodell), [9] was weiter als der Planet Neptun von der Sonne entfernt ist. [26] Im Niedrigmassemodell beträgt der Abstand nur 18 AE. [3] Die sichtbare Komponente, Epsilon Aurigae A, ist ein semiregulärer pulsierender postasymptotischer Riesenaststern Gehört zur Spektralklasse F0. [16] Dieser Stern vom Typ F hat das 143- bis 358-fache des Durchmessers der Sonne und ist 37.875-fach so leuchtend. (Verlässliche Quellen unterscheiden sich erheblich in ihren Schätzungen für beide Größen.) Wenn der Stern in der Position der Sonne wäre, würde dies Merkur und möglicherweise Venus einschließen. Sterne vom Typ F wie Epsilon Aurigae neigen dazu, weiß zu leuchten und zeigen starke ionisierte Calciumabsorptionslinien und schwache Wasserstoffabsorptionslinien. Da es sich um eine Klasse über der Sonne (einem Stern vom Typ G) handelt, sind Sterne vom Typ F normalerweise heißer als sonnenähnliche Sterne. [27] Andere Sterne vom Typ F umfassen Procyons Primärstern, den hellsten Stern im Sternbild Canis Minor. 19659164] Eclipsing-Komponente Die Eclipsing-Komponente gibt eine vergleichsweise unbedeutende Lichtmenge ab und ist mit dem bloßen Auge nicht sichtbar. In der Mitte des Objekts wurde jedoch ein erwärmter Bereich entdeckt. Es wird allgemein angenommen, dass es sich um eine staubige Scheibe handelt, die einen Hauptreihenstern der Klasse B umgibt. Die Modellierung der spektralen Energieverteilung für ε Aurigae insgesamt ergibt die beste Anpassung mit einem B5V-Stern in der Mitte der Scheibe. Ein solcher Stern hätte eine Masse um 5,9 M [1945. Für den beobachteten Orbit, der einen ziemlich normalen F-Typ-Überriese für den Primärstern voraussetzt, ist eine Sekundärbahn mit einer Masse über 13 M ☉ erforderlich. Das Modell mit niedriger Masse akzeptiert die Sekundärstufe 5.9 M [1945 und erfordert daher auch eine Primärmasse mit niedriger Masse. Das High-Mass-Modell akzeptiert einen normalen Supergiant-Primärprimär und spricht für ein Paar von B-Sternen oder einen ungewöhnlichen einzelnen Stern mit höherer Masse. [3] Die Scheibe um den Sekundärstern ist 3,8 AU breit, 0,475 AU dick und blockiert etwa 70% des durchfallenden Lichts Dadurch kann sogar während der Finsternisse etwas Licht vom Primärstern gesehen werden. Es strahlt wie ein 550 K schwarzer Körper aus. [3] Der Stern ist aufgrund seiner Helligkeit und der scheinbaren Nähe zum Stern Capella leicht zu finden. Es ist der Scheitelpunkt des gleichschenkligen Dreiecks, der die "Nase" des Sternbildes Auriga bildet. Der Stern ist hell genug, um von den meisten städtischen Standorten mit mäßiger Lichtverschmutzung gesehen zu werden. Visuelle Sternbeobachter nehmen eine Schätzung der Helligkeit vor, indem sie ihre Helligkeit mit benachbarten Sternen mit einem bekannten Helligkeitswert vergleichen. Dies kann durch Interpolation der Helligkeit der Variablen zwischen zwei Vergleichssternen oder durch individuelles Schätzen der Größendifferenz zwischen der Variablen und mehreren verschiedenen Vergleichen erfolgen. Durch Wiederholung der Beobachtung in verschiedenen Nächten kann eine Lichtkurve erzeugt werden, die die Helligkeitsänderung des Sterns zeigt. In der Praxis werden visuelle Sterngrößenschätzungen vieler Beobachter statistisch kombiniert, um genauere Ergebnisse zu erzielen. [29] Die National Science Foundation hat der AAVSO eine drei- Jahresstipendium zur Finanzierung eines Citizen-Science-Projekts, das um die Finsternis 2009-2011 herum angelegt wurde. [30][31][32] Das Projekt namens Citizen Sky [33] organisiert und trainiert Teilnehmer, um die Finsternis zu beobachten und ihre Daten an eine zentrale Datenbank zu melden. Darüber hinaus helfen die Teilnehmer bei der Validierung und Analyse der Daten, während sie ihre eigenen Theorien testen und originäre Forschungsartikel in einer von Experten begutachteten astronomischen Zeitschrift veröffentlichen. Natur des Systems [ edit ] 19659145] Heller Stern der Klasse F und Begleiter Klasse B-Stern, umgeben von einer staubigen Scheibe (Künstlerbild)
Sichtbare Komponente [ edit ]
Beobachtung [ edit ]
Citizen Sky [ edit ]
Literaturhinweise [ edit ]
Externe Links [ edit ]
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