FANDOM


Epsilon Aurigae (Aur ε, ε Aurigae) es la designación de Bayer de una estrella en el norte de la constelación de Auriga .Tradicionalmente se conoce como Almaaz , Haldus o Al Anz . Epsilon Aurigae es una inusual binaria eclipsante sistema que comprende un F0 supergigante y un compañero que es generalmente aceptado como un enorme disco oscuro que orbita un objeto desconocido, posiblemente un sistema binario de dos estrellas de tipo B pequeñas. Aproximadamente cada 27 años, el brillo de Epsilon Aurigae cae de una magnitud visual aparente de 2,92 a 3,83. [ 9 ] Esta regulación tiene una duración de 640 a 730 días. [ 10 ]Además de este eclipse, el sistema también cuenta con una pulsación de baja amplitud con un período no uniforme de alrededor de 66 días. [ 11 ] La distancia al sistema sigue siendo un tema de debate, pero las estimaciones modernas colocarlo cerca de 2.000años luz de la Tierra.

Epsilon Aurigae se empezó a sospechar de ser una estrella variable cuando el astrónomo alemán Johann Fritsch observó que en 1821. Observaciones posteriores por Eduard Heis y Friedrich Wilhelm Argelander reforzaron las sospechas iniciales de Fritsch y atrajo la atención de la estrella. Hans Ludendorff , sin embargo, fue el primero en estudiar con gran detalle. Su trabajo reveló que el sistema era una variable binaria eclipsante, una estrella que se atenúa cuando su socio oscurece su luz.

Compañero eclipsando de Epsilon Aurigae ha sido objeto de mucho debate ya que el objeto no emite tanta luz como se espera de un objeto de su tamaño. [ 12 ] A partir de 2008, el modelo más popularmente aceptada para este objeto acompañante es un sistema binario de estrellas rodeado por un enorme disco de polvo opaco; teorías especulan que el objeto es una gran estrella semitransparente o un agujero negro , ya han sido descartados.

ContenidoEditar

 [ ocultar ] *1 Historia observacional

Historia observacional fuente de edición  | edición beta ]Editar

Aunque la estrella es fácilmente visible a simple vista, 1.821 observaciones de Johann Fritsch sugieren que fue el primero en darse cuenta de que el sistema era una variable de . Finalmente, desde 1842 hasta 1848, el matemático alemán Eduard Heis y astrónomo prusiano Friedrich Wilhelm Argelander comenzó a observar una vez cada pocos años. Tanto las IES y los datos de Argelander reveló que la estrella se había convertido en mucho más tenue de 1847, atrayendo toda la atención de los hombres en ese punto.Epsilon Aurigae había iluminado de manera significativa, y había vuelto a la "normalidad" de septiembre del año siguiente. [ 12 ] A medida que atrajo más atención, se recopilaron más y más datos. Los datos observacionales revelaron que Epsilon Aurigae no sólo varían durante un largo período, pero también experimentaron variaciones a corto plazo en el brillo también. [ 12 ] Más tarde eclipses tuvieron lugar entre 1874 y 1875 y, casi treinta años más tarde, entre 1901 y 1902 . [ 12 ]

Hans Ludendorff , quien también había estado observando Epsilon Aurigae, fue el primero en realizar un estudio detallado de la estrella. En 1904, publicó en Astronomische Nachrichten un artículo titulado Untersuchungen über den Lichtwechsel von ε Aurigae(Investigaciones de la luz cambia de Epsilon Aurigae), donde se sugiere que la estrella era una variable de Algol y una binaria eclipsante . [ 12 ]

Epsilon Aurigae ha sido objeto de observación por el Año Internacional de la Astronomía observadores de 2009 a 2011, de los tres años que se superponen el próximo eclipse. [ 13 ]

Observaciones de Spitzer, 2009 fuente de edición  | edición beta ]Editar

En la reunión del 01 2010 Sociedad Astronómica Americana , Donald Tesoro de la NASA Spitzer Science Center 's en el Instituto de Tecnología de California en Pasadena informó que las observaciones de la NASA, el Telescopio Espacial Spitzer , junto con principios de punto de observación a la primaria que es un post gigante asintótica rama de estrellas con aproximadamente 2.2 hasta 3.3 veces la masa del Sol eclipsado periódicamente por una sola clase B estrellas dentro de un disco. [ 14 ] Esto se logró al señalar Spitzer de la estrella con la esquina de cuatro píxeles de Spitzer, en lugar de directamente en uno, para reducir efectivamente la sensibilidad del telescopio y la prevención de la estrella de la sobrecarga que, a continuación, utilizando la exposición de una centésima de segundo, las imágenes más corta duración que se pueden obtener por Spitzer. Los datos apoyan la presencia del disco de la estrella compañera, y establecer los tamaños de partícula como si fuera la grava en lugar de como polvo fino. [ 15 ]

La naturaleza del sistema fuente de edición  | edición beta ]Editar

La naturaleza del sistema de Epsilon Aurigae siempre ha sido poco claro. Desde hace tiempo se sabe que consta de al menos dos componentes que se someten a periódicos eclipses con una inusual de fondo plano de regulación cada 27 años. Los primeros explicaciones con excepcionalmente grandes estrellas difusas, agujeros negros, y los discos en forma de rosquilla impares ya no son aceptadas. En la actualidad hay dos explicaciones principales [ 4 ] que puede dar cuenta de las conocidas características observadas: un modelo de alta masa, donde la principal es una supergigante amarilla de unos 15 M ☉, y un modelo de baja masa en el primario es de aproximadamente 2 M ☉ y menos luminosa evolucionado estrellas.

Variaciones sobre el modelo de la misa siempre han sido populares, ya que la estrella primaria es a todas luces una gran estrella supergigante. Espectroscópicamente es tarde o temprano F A con clase de luminosidad Ia o Iab. Distancia estima conducen sistemáticamente a luminosidades esperados para una supergigante brillante. Una excepción es la medición de paralaje Hipparcos, pero el margen de error es tan grande como el valor en sí y por lo tanto la distancia derivada es probable que ser cualquier cosa de 355-4167pc. [ 4 ] El principal problema con este modelo es la naturaleza de la secundaria , que está obligado a tener una masa casi la misma que la primaria, en desacuerdo con las observaciones en los que aparece como una de tipo B de la secuencia principalestrella. El secundario puede ser un binario cerrado que implica a menor masa estrellas de secuencia principal, o un sistema más complejo.

El modelo de masa baja, recientemente popularizado por el Cielo Ciudadano proyecto, propone que la primaria es una evoluciónasintótica rama de las gigantes estrellas de 2-4 M ☉. Esto se basa en la distancia y luminosidad estima inferior a la mayoría de las observaciones. La estrella sería una estrella gigante inusualmente grande y brillante para la masa dada, posiblemente como resultado de la pérdida de masa muy alta. Para que coincida con el eclipse observado y los datos orbitales, la secundaria es una bastante normal B estrella de secuencia principal de unos 6 M ☉ incrustado en un grueso disco visto casi de canto en.

La órbita en sí está bastante bien determinado, [ 2 ] inclinada en más de 87 grados con respecto a nosotros. El principal y el disco son casi treinta AU aparte, [ 16 ] (en el modelo de la misa), que es aproximadamente la distancia del planeta Neptuno del Sol . [ 17 ]

Componente visible fuente de edición  | edición beta ]Editar

El componente visible, Epsilon Aurigae A, es un semirregular pulsante post-asintótica rama de las gigantes estrellas perteneciente a la clase espectral F0. [ 12 ] Este tipo F estrella tiene alrededor de 135 veces el diámetro del Sol, [ 14 ] y es de 40.000 a 60.000 veces más luminosa. (Fuentes confiables varían considerablemente en sus estimaciones de ambas cantidades.) Si la estrella se encontraban en la posición del Sol, sería envolver Mercurio y posiblemente Venus. Estrellas de tipo F como Epsilon Aurigae tienden a brillar blanco y tienen líneas de absorción de calcio ionizado fuertes y las líneas de absorción de hidrógeno débiles, siendo una clase por encima del Sol (que es una estrella de tipo G), de tipo F son típicamente estrellas más calientes que las estrellas similares al Sol . [ 18 ]Otras estrellas de tipo F son Procyon estrella primaria 's, la estrella más brillante del Canis Minor constelación; [ 19 ] y Canopus , la segunda estrella más brillante del cielo nocturno y la estrella más brillante en el Carina . constelación [ 20 ]

Componente Eclipsando fuente de edición  | edición beta ]Editar

El componente de eclipsar emite una cantidad insignificante de la luz, y no es visible para el ojo desnudo. Una región calentada, sin embargo, se ha descubierto en el centro del objeto. La forma exacta de los componentes de Epsilon Aurigae eclipsando no se conoce. Se han propuesto hipótesis sobre la naturaleza de este segundo objeto, [ 12 ] de los cuales tres han llamado la atención de la comunidad científica.

La primera hipótesis, establecida en 1937 por los astrónomos Gerard Kuiper , Otto Struve y Bengt Strömgren , sugirió que Epsilon Aurigae es un sistema estelar binario que contiene un supergigante F2 y un gran fresco de la estrella "semitransparentes" que podría eclipsar por completo a su compañero. Sin embargo, la estrella eclipsa sería dispersión de la luz emitida por su compañero eclipsado lo que resulta en la disminución observada en magnitud. La luz dispersada se detecta en la Tierra como una estrella visible a simple vista, aunque esta luz se atenúa significativamente. [ 12 ] Sin embargo, el astrónomo Su-Shu Huang publicó un artículo en 1965 que describe los defectos del Kuiper-Struve- modelo Strömgren, y propuso que el compañero es un sistema de disco grande, canto desde la perspectiva de la Tierra. [ 12 ] Robert Wilson , en 1971, propuso que una "abertura central" estaba en el disco, una posible razón para que el sistema de repentino brillo a mitad de camino a través del eclipse. [ 12 ] En 2005, se observó que el sistema en el ultravioleta por el Explorador espectroscópico Ultravioleta Lejano (FUSE), como el sistema de la estrella no estaba emitiendo energía a velocidades propias de objetos tales como la estrella de neutrones sistema binario Circinus X-1 o el agujero negro binario del sistema Cygnus X-1 , no se espera que el objeto que ocupa el centro del disco que nada por el estilo, por el contrario, una nueva hipótesis se ha sugerido que el objeto central es en realidad un B5 en estrella. [ 12  ][ 14 ]

Observación fuente de edición  | edición beta ]Editar

[1]

Epsilon Aurigae
300px-Chandra-crab
Nombre
Epsilon Aurigae
Tipo
Adulto
Ubicación
Auriga
Informacion general
Color
Sin Descubrir
Magnitud Aparente
Sin Descubrir
Temperatura de superficie
3´3 % mas de masa k el sol
Declinación
no
Información especifica y adicional
Periodo de oscilación
No
Variabilidad
No
uanto mayor sea el número, la más débil de la estrella.

La estrella se encuentra con facilidad debido a su brillo y su aparente cercanía a la estrella Capella . Es el vértice del triángulo isósceles que forma la "nariz" de la constelación Auriga. La estrella es lo suficientemente brillante como para ser vista desde lugares más urbanos con cantidades moderadas de la contaminación lumínica . Observadores de estrellas variables visuales hacen una estimación de su brillo, comparando su brillo con estrellas cercanas con un valor de brillo conocido.

Cielo Ciudadano fuente de edición  | edición beta ]Editar

La Fundación Nacional para la Ciencia ha adjudicado a la AAVSO una subvención de tres años para financiar una ciencia ciudadanaproyecto construido alrededor del 2009-2011 eclipse. [ 21  ][ 22  ][ 23 ] El proyecto, llamado Citizen Sky , [ 24 ] es la organización y la formación participantes para observar el eclipse y reportar sus datos a una base de datos central. Además, los participantes ayudarán a validar y analizar los datos, mientras que las pruebas de sus propias teorías y publicación de artículos de investigación original en una revista revisada por pares astronómico.

Etimología fuente de edición  | edición beta ]Editar

"Epsilon Aurigae" es el sistema de designación de Bayer (inventado por el astrónomo alemán Johann Bayer en su atlas de 1603,Uranometria ). [ 25 ] La estrella también es conocida coloquialmente como "Almaaz", "Haldus" o "Al Anz." Tanto Almaaz [ 16 ] y Al Anz[ 26 ] se derivan de la الماعز árabe al-Ma c z "(Billy) de cabra", que corresponde al nombre de la estrella Capella , en latín significa "cabra".[ 16 ]



En China , 柱 ( Zhù ), es decir, Pilares , se refiere a un asterismo formado por Aurigae ε, ζ Aurigae , η Aurigae , υ Aurigae , Aurigae ν , τ Aurigae , χ Aurigae y 26 Aurigae . [ 27 ] En consecuencia, ε Aurigae en sí es conocido como 柱一 ( Zhù yī , Inglés:. la Primera Estrella de Pilares) [ 28 ]