05^ч 01^м 58.1^с_+43° 49′ 24″

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 ^[3].
• Ал Анз — этимология этого варианта неизвестна, но он приведён у Казвини^[4].

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 спектрального класса B. Каждые 27 лет яркость Эпсилон Возничего уменьшается с +2.92^m до +3.83^m звёздной величины^[5]. Это затемнение длится 640—730 дней^[6]. В дополнение к этому затмению у системы также есть небольшая пульсация амплитуды с периодом приблизительно 66 дней^[7]. Система находится на расстоянии приблизительно 2 000 световых лет от Земли.

Компаньон, затмевающий Эпсилон Возничего, всегда был в центре ожесточённых споров, так как он не излучает так много света, как ожидается от объекта его размера ^[7]. На 2008 (до наблюдений Спитцера 2009 года), наиболее общепринятой 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, только наблюдения Иоганна Фрича (Johann Fritsch) в 1821 году позволили заметить, что Эпсилон Возничего является переменной звездой. Однако, система регулярно не наблюдалась, пока немецкий математик Эдуард Хайс (Eduard Heis) и прусский астроном Фридрих Вильгельм Аргеландер не начали вести наблюдения каждый год в период с 1842 до 1848 гг. Данные Хайса и Аргеландера показали, что звезда стала значительно более тусклой к 1847. Эпсилон Возничего возвратился к «нормальному» состоянию, к сентябрю следующего года^[7]. В последующее время было собрано больше количество данных. Наблюдения показали, что Аль Анз наряду с изменениями яркости в течение длительного периода, также показывает краткосрочные изменения яркости^[7]. Более поздние затмения имели место между 1874 и 1875, а затем почти тридцать лет спустя, между 1901 и 1902^[7].

Ганс Людендорфф (Hans Ludendorff), 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 он предположил, что звезда является затменной переменной типа Алголя и состоит из двух компонентов^[7].

Наблюдения Эпсилон Возничего приурочены к Международному году астрономии и проводятся с 2009 по 2011 гг., то есть три года, на которые приходится затмение^[8].

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 меньший, чем типичная звезда спектрального класса F), периодически затмеваемой звездой спектрального 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.^[9]

Компоненты системы и переменность

Система Эпсилон Возничего в настоящее время интенсивно изучается с помощью наблюдений в рамках программ Спитцер и Citizen Sky и поэтому, состав звездной системы и её особенности постоянно уточняются.

Пара, как полагали прежде, была составлена 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 ^[7]. Эти два компонента затмевают друг друга каждые 27.1 лет, и каждое затмение длится приблизительно два года ^[10]. Примерно в середине затмения, система немного увеличивает свою яркость. Это подразумевает присутствие отверстия в центре диска, который может окружать единственную звезду или вторую двойную систему. Сверхгигант окружён диском из пыли на расстоянии почти тридцать а. е., что соответствует расстоянию от планеты Нептун до Солнца.^[11].

Видимый компонент

Видимый компонент, Эпсилон Возничего A, является полуправильным пульсирующим сверхгигантом спектрального класса F0^[7]. 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 F-типа имеют «белый» цвет и демонстрируют сильные ионизированные линии поглощения кальция и слабые линии поглощения водорода. Будучи классом выше Солнца (которое является звездой G-типа), звезды F-типа более горячи, чем звезды, подобные Солнцу ^[12]. Типичными представителями подобного класса звёзд являются Процион ^[13], самая яркая звезда в созвездии Малого Пса; и Канопус, вторая самая яркая звезда в вечернем небе и самая яркая звезда в созвездии Киля ^[14].

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 ^[7]. 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^[7]. 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 «Сокровища звездного неба: Путеводитель по созвездиям и Луне.» — М.: Наука, 1986

Американский астроном Су-Шу Хуан (Su-Shu Huang) 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^[7]. Роберт Вильсон в 1971 году предположил, что в диске существует отверстие, которое является возможной причиной внезапного увеличения яркости системы в середине затмения^[7]. В 2005, система наблюдалась в ультрафиолетовом диапазоне с помощью телескопа FUSE. 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^[7]. Радиус диска оценивается в 3,8  а. е., толщина — в 0,475  а. е., а температура 550±50 K^[1].

Дополнительные компоненты

Также в системе присутствуют и другие звезды, чьи параметры приведены в таблице^[5]

Условия наблюдения

Звезду легко найти на ночном небе из-за её яркости и близости к звезде Капелла. Она является вершиной равнобедренного треугольника, сформировавшего «нос» Возничего. Звезда достаточно ярка, чтобы быть замеченной даже в городских условиях с умеренным количеством светового загрязнения. Визуально оценку переменности звезды можно сделать, сравнивая её светимость с соседними звездами с известным значением яркости. 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 ^[15], и первые сообщения о начале нового затмения появились в июле 2009^[16].

Любительское небо

Национальный научный фонд США выделил AAVSO трехлетний грант, на финансирование проекта, разработанного для изучения затмения в системе Эпсилон Возничего в 2009—2011 гг.^{[17] [18] [19]} Проект, названный Любительское небо^[20], (Citizen Sky) организует наблюдения затмения и возможность сообщить о полученных сведениях в центральную базу данных. Кроме того, участники помогут помочь проанализировать данные, проверяя свои собственные теории и публикуя оригинальные статьи об исследованиях в рецензируемом астрономическом журнале.

Ссылки

• YouTube видео описывающее систему Эпсилон Возничего с помощью игрушки Lite-Brite
• Энциклопедия Дэвида Дарлинга (David Darling’s encyclopedia)
• Эпсилон Возничего — затмения раз в 27 лет!
• Сайт наблюдений Эпсилон Возничего
• Тайна умирающей звезды (АКД на Astronet) 8 января 2010

Примечания