Epsilon Aurigae
Epsilon Aurigae (ε Aur / ε Aurigae) è una stella della costellazione dell'Auriga. È chiamata anche Almaaz, Haldus, o Al Anz.
Epsilon Aurigae è una famosa binaria ad eclisse, la cui luminosità varia tra la magnitudine +2,92 e +3,83 in un periodo di 9.890 giorni (~27,1 anni), e l'eclisse dura circa 640-730 giorni The "Star" of Our Project, su citizensky.org, CitizenSky.</ref>. È situata a 2.000 anni luce dalla Terra.
| Epsilon Aurigae A / B | |
|---|---|
| coordinate celesti invalide | |
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| Classificazione | Supergigante gialla Stella bianco azzurra |
| Classe spettrale | F0II-III? / B5V [1] |
| Tipo di variabile | Binaria ad eclisse |
| Periodo di variabilità | 9887 giorni |
| Distanza dal Sole | 2.000 anni luce |
| Costellazione | Auriga |
| Coordinate | |
| (all'epoca J2000) | |
| Ascensione retta | 5h 01m 58,1s |
| Declinazione | + 43° 49' 24" |
| Dati fisici | |
| Diametro medio | 188 000 000 km |
| Raggio medio | 135 / 3,9 R⊙ |
| Massa | 3,85 / 5,9 M⊙
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| Velocità di rotazione | 20 km/s |
| Temperatura superficiale |
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| Luminosità | 47.000 L⊙
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| Indice di colore (B-V) | 0,54 |
| Dati osservativi | |
| Magnitudine app. | +3,04 |
| Magnitudine ass. | -5,95 |
| Parallasse | 1,60 ± 1,16 mas |
| Moto proprio | AR: 0,18 mas/anno Dec: -2,31 mas/anno |
| Velocità radiale | 2,5 km/s |
| Nomenclature alternative | |
Si tratta di un binaria formata da una supergigante di 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 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[2]. 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
Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste boreale. La sua posizione è fortemente boreale e ciò comporta che la stella sia osservabile prevalentemente dall'emisfero nord, dove si presenta circumpolare anche da gran parte delle regioni temperate; dall'emisfero sud la sua visibilità è invece limitata alle regioni temperate inferiori e alla fascia tropicale. La sua magnitudine pari a 3,04 fa sì che possa essere scorta sotto un cielo non fortemente affetto da inquinamento luminoso.
Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale ricade nei mesi compresi fra fine ottobre e aprile; nell'emisfero nord è visibile anche per un periodo maggiore, grazie alla declinazione boreale della stella, mentre nell'emisfero sud può essere osservata limitatamente durante i mesi dell'estate australe.
La stella forma il vertice del triangolo isoscele noto come il naso dell'Auriga, ed è visibile durante tutta la durata della stagione invernale in tutto l'emisfero boreale, a poca distanza dalla brillante gigante gialla 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[2].
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 tipo Algol[2].
Caratteristiche del sistema
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[3]: un modello ad alta massa prevede che la supergigante gialla di circa 15 M⊙, 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 supergigante gialla di classe spettrale F0II, o come indicano altre pubblicazioni A8Iab, ed è una delle stelle 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:
- La prima e più accreditata è che consista di una o due piccole stelle circondate da un anello di polveri opache proprio nei pressi del bordo stellare, producendo le eclissi osservate della durata di 2 anni.
- La seconda è che questa stella sia ugualmente grande, ma di bassa densità, e pertanto semi-trasparente.
- La terza e più affascinante è che questo sistema contenga un buco nero, ma prevalgono decisamente le due ipotesi precedenti.
Osservazioni recenti
L'ultima eclisse si è verificata tra il 2009 e il 2011, ed è stata oggetto di una campagna di osservazioni che ha permesso al team guidato da Brian Kloppenborg, dell'Università di Denver, di osservare la stella con l'interferometro CHARA Array, all'osservatorio di Monte Wilson, che ha permesso di rilevare un disco di polveri del diametro di 3,8 U.A., arrivando alla conclusione che la stella centrale al disco sia una stella blu di tipo spettrale B di massa 3,85 volte quella del Sole, dunque maggiore della stima precedente risultante da uno studio del 2010 pubblicato da Hoard e soci[4]. Nella pubblicazione di Hoard, che aveva osservato la stella con il telescopio spaziale Spitzer dal California Institute of Technology la stima della massa della principale, che fa parte del ramo asintotico delle giganti, è compresa tra le 2,2 e 3,3 masse solari, mentre il raggio sarebbe 135 volte quello solare e il tipo spettrale F0[1].
E' stata quindi confermata l'ipotesi più plausibile, cioè che la stella sia una binaria atipica in cui la stella visibile è accompagnata da una normale compagna di sequenza principale circondata da un disco di polveri e gas.
Note
- ^ a b Hoard et al., "System Properties Table (Citizen Sky)" (PNG), su citizensky.org.
- ^ a b c Variable Star of the Season, su aavso.org, AAVSO, Gennaio 2008 (archiviato dall'url originale il 26 settembre 2008).
- ^ Pavel Chadima; Petr Harmanec; Bennett; Brian Kloppenborg; Robert Stencel; Stevenson Yang; Hrvoje Bozic; Miroslav Slechta et al., Spectral and photometric analysis of the eclipsing binary epsilon Aurigae prior to and during the 2009-2011 eclipse, 2011.arΧiv:1105.0107
- ^ Prof. Stencel, A primary node in the Epsilon Aurigae Eclipse Campaign, su mysite.du.edu. URL consultato il 26 febbraio 2012.
Voci correlate
Collegamenti esterni
- Articolo di Le Scienze
- V* eps Aur -- Eclipsing binary of Algol type
- David Darling's encyclopedia
- Epsilon Aurigae article by Dr. Jim Kaler.
- The coming eclipse of epsilon Aurigae by Professor Stencel.
- Epsilon Aurigae Web site by Hopkins Phoenix Observatory (HPO)
