Epsilon Aurigae: differenze tra le versioni
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{{corpo celeste
|tipo = Stella
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'''Epsilon Aurigae''' ([[Nomenclatura di Bayer|ε Aur / ε Aurigae]]) è una [[stella]] della [[costellazione]] dell'[[Auriga (costellazione)|Auriga]]. È chiamata anche '''Almaaz''', '''Haldus''', o '''Al Anz'''.<br>
Epsilon Aurigae è una famosa [[binaria ad eclisse]], la cui [[luminosità (astronomia)|luminosità]] varia tra la [[magnitudine apparente|magnitudine]] +
Si tratta di un [[Stella binaria|binaria]] formata da una [[Stella supergigante|supergigante]] di [[Classe spettrale|classe]] F0 Iab e un compagno oscurato da un disco opaco di materia, nel cui interno si trova una o due stelle di classe B. Epsilon Aurigae è stata sospettata di essere una [[Stella variabile|variabile]] quando l'astronomo tedesco [[Johann Fritsch]] la osservò nel [[1821]]. Più tardi osservazioni di [[Eduard Heis]] e [[Friedrich Wilhelm Argelander]] rafforzarono i sospetti iniziali e attirarono l'attenzione attorno alla stella. Hans Ludendorff, tuttavia, è stato il primo a studiarla dettagliatamente e il suo lavoro rivelò che il sistema era una variabile binaria a eclisse. Epsilon Aurigae è stata oggetto di numerosi dibattiti, in quanto un oggetto delel dimensioni tali da oscurare la principale dovrebbe emettere più luce<ref name=AAVSO>{{cita web|url=http://web.archive.org/web/20080926021450/http://aavso.org/vstar/vsots/eps_aur.shtml|titolo=Variable Star of the Season|data=Gennaio 2008|editore=AAVSO}}</ref>.
A partire dal [[2008]], la teoria più comunemente accettata è che il compagno sia un sistema stellare binario circondato da un disco di polveri, scartando le ipotesi precedenti, che ipotizzavano che la secondaria fosse una stella trasparente o un [[buco nero]].
== Osservazione ==
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La stella forma il vertice del [[triangolo isoscele]] noto come ''il naso dell<nowiki>'</nowiki>Auriga'', ed è visibile durante tutta la durata della [[Inverno|stagione invernale]] in tutto l'[[emisfero boreale]], a poca distanza dalla brillante gigante gialla [[Capella (astronomia)|Capella]]. Nel mondo anglosassone le stelle ai vertici del triangolo isoscele sono dette i tre capretti, "the three kids".
==Storia delle osservazioni==
Nonostante sia ben visibile a [[occhio nudo]], Johann Fritsch fu il primo a notare la variabilità di ε Aurigae nel 1821. Tra il [[1842]] e il [[1848]] gli astronomi Eis e Argelander osservarono la stella, che attirò la loro attenzione per un evidente calo di luminosità nel [[1847]], tornando l'anno seguente alla sua normale brillantezza. Dai dati delle osservazioni ci si accorse che la stella non solo mostrava una variabilità a lungo periodo, ma anche piccole variazioni di corto periodo<ref name=AAVSO/>.
[[Hans Ludendorff]] fu il primo a compiere studi dettagliati e nel [[1904]] pubblicò sulla rivista [[Astronomische Nachrichten]] un articolo intitolato ''"Untersuchungen über den Lichtwechsel von ε Aurigae"'' (Studi sul cambiamento di luce ε Aurigae), dove suggeriva che la stella fosse una binaria a eclisse di [[Variabile Algol|tipo Algol]]<ref name=AAVSO/>.
==Caratteristiche del sistema==
[[File:Epsilon Aurigae.png|thumb|left|280px|Rappresentazione artistica del sistema di Epsilon Aurigae (la stella in primo piano è la compagna secondaria)]]
La vera natura di Epsilon Aurigae è stata da sempre poco compresa. Da tempo è noto che è un sistema binario a eclisse a lungo periodo, di circa 27 anni. Si sono suggerite diverse teorie in passato, ad esempio che la secondaria oscura fosse grande, ma di bassa [[densità]], e pertanto semi-trasparente. Un'altra teoria proposta in passato è che la compagna fosse un [[buco nero]], ma entrambe queste due teorie non sono più accettate dalla comunità scientifica, mentre i modelli possibili per questo sistema restano sostanzialmente due<ref>{{cita pubblicazione|autore=Pavel Chadima; Petr Harmanec; Bennett; Brian Kloppenborg; Robert Stencel; Stevenson Yang; Hrvoje Bozic; Miroslav Slechta ''et al.''|data=2011|titolo=Spectral and photometric analysis of the eclipsing binary epsilon Aurigae prior to and during the 2009-2011 eclipse}}{{arXiv|1105.0107}}</ref>: un modello ad alta massa prevede che la [[Stella supergigante|supergigante gialla]] di circa 15 [[Massa solare|M<sub>⊙</sub>]], e un secondo modello in cui la principale è meno luminosa con solo due volta la massa del Sole.
La componente visibile del sistema è una [[stella supergigante|supergigante gialla]] di [[Classificazione stellare|classe spettrale]] F0II, o come indicano altre pubblicazioni A8Iab, ed è una delle stelle [[Lista delle stelle più luminose|più luminose]] nel raggio di 1000 [[parsec]] dal [[Sole]]. Ha un [[diametro]] 100 volte quello solare. La seconda componente ci risulta invisibile. Vi sono tre ipotesi sul motivo di tale invisibilità:
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