Epsilon Aurigae ( ε Aurigae , abreviado Epsilon Aur , ε Aur ) es un sistema estelar múltiple en la constelación norteña de Auriga , el auriga. Es un sistema binario eclipsante inusual que comprende una supergigante F0 (oficialmente llamada Almaaz / æ l ˈ m ɑː z / , el nombre tradicional para el sistema) y una compañera que generalmente se acepta que es un enorme disco oscuro que orbita un objeto desconocido, posiblemente un sistema binario de dos pequeñas estrellas de tipo B. La distancia al sistema aún es un tema de debate, pero los datos de la sonda espacial Gaia la sitúan en torno a 1000 millones de años. A 3.300 años luz de la Tierra.
La primera sospecha de que Epsilon Aurigae era una estrella variable la realizó el astrónomo alemán Johann Heinrich Fritsch en 1821. Observaciones posteriores de Eduard Heis y Friedrich Wilhelm Argelander reforzaron las sospechas iniciales de Fritsch y atrajeron la atención hacia la estrella. Sin embargo, Hans Ludendorff fue el primero en estudiarla en gran detalle. Su trabajo reveló que el sistema era una variable binaria eclipsante, una estrella que se atenúa cuando su compañera oscurece su luz.
Aproximadamente cada 27 años, el brillo de Epsilon Aurigae disminuye de una magnitud visual aparente de +2,92 a +3,83. Esta disminución dura entre 640 y 730 días. Además de este eclipse, el sistema también presenta una pulsación de baja amplitud con un período no constante de alrededor de 66 días.
El compañero eclipsante de Epsilon Aurigae ha sido objeto de mucho debate, ya que el objeto no emite tanta luz como se espera para un objeto de su tamaño. En 2008, el modelo más popularmente aceptado para este objeto acompañante es un sistema binario de estrellas rodeado por un disco de polvo masivo y opaco; las teorías que especulaban que el objeto era una gran estrella semitransparente o un agujero negro se han descartado desde entonces.
ε Aurigae ( latinizado como Epsilon Aurigae ) es la designación Bayer del sistema . También lleva la designación Flamsteed 7 Aurigae . Está incluido en varios catálogos de estrellas múltiples como ADS 3605 A, CCDM J05020+4350A y WDS J05020+4349A.
Richard Hinckley Allen informó que el erudito de Oxford Thomas Hyde registró el nombre tradicional Almaaz en su traducción de 1665 del catálogo de Ulugh Beg , que identificó con el árabe Al Maʽaz "el macho cabrío", correspondiente al nombre de la estrella Capella (del latín "cabra niñera"). La ortografía de Allen corresponde al plural المعز al-maʽaz "cabras". Allen también informó que el astrónomo persa medieval Zakariya al-Qazwini lo conocía como Al Anz . [15] Ptolomeo en el Almagesto dijo que la estrella marcaba el codo izquierdo del auriga. [16]
En 2016, la Unión Astronómica Internacional organizó un Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN [17]) para catalogar y estandarizar los nombres propios de las estrellas. Para los nombres relacionados con miembros de sistemas estelares múltiples , y donde una letra componente (por ejemplo, del Catálogo de Estrellas Dobles de Washington ) no está explícitamente listada, el WGSN dice que el nombre debe entenderse como atribuido al componente más brillante por brillo visual. [18] El WGSN aprobó el nombre Almaaz para el componente más brillante de este sistema el 1 de febrero de 2017 y ahora está incluido en la Lista de nombres de estrellas aprobados por la UAI. [19]
En chino ,柱( Zhù ), que significa Pilares , se refiere a un asterismo que consta de Epsilon Aurigae, Zeta Aurigae , Eta Aurigae , Upsilon Aurigae , Nu Aurigae , Tau Aurigae , Chi Aurigae y 26 Aurigae . [20] [21] En consecuencia, el nombre chino de Epsilon Aurigae es柱一( Zhù yī , "Primera estrella de los pilares"). [22]
Aunque la estrella es fácilmente visible a simple vista, las observaciones de Johann Fritsch en 1821 sugieren que él fue el primero en notar que el sistema era variable . Finalmente, entre 1842 y 1848, el matemático alemán Eduard Heis y el astrónomo prusiano Friedrich Wilhelm Argelander comenzaron a observarla una vez cada pocos años. Los datos de Heis y Argelander revelaron que la estrella se había vuelto significativamente más tenue en 1847, atrayendo toda la atención de ambos en ese momento. Epsilon Aurigae había aumentado significativamente su brillo y había vuelto a la "normalidad" en septiembre siguiente. [23] A medida que atraía más atención, se recopilaron más y más datos. Los datos de observación revelaron que Epsilon Aurigae no solo variaba durante un largo período, sino que también experimentaba variaciones de brillo a corto plazo. Los eclipses posteriores tuvieron lugar entre 1874 y 1875 y, casi treinta años después, entre 1901 y 1902. [23]
Hans Ludendorff , que 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 los cambios de luz de Epsilon Aurigae), donde sugirió que la estrella era una variable Algol y una binaria eclipsante . [23]
La primera hipótesis, planteada en 1937 por los astrónomos Gerard Kuiper , Otto Struve y Bengt Strömgren , sugería que Epsilon Aurigae era un sistema estelar binario que contenía una supergigante F2 y una estrella "semitransparente" extremadamente fría que eclipsaría por completo a su compañera. Sin embargo, la estrella eclipsante dispersaría la luz emitida por su compañera eclipsada, lo que daría lugar a la disminución observada en la magnitud. La luz dispersada se detectaría en la Tierra como una estrella visible a simple vista, aunque esta luz estaría significativamente atenuada. En 1940, Sergei Gaposchkin dio una estimación del radio de la estrella semitransparente del orden de ~2400 R ☉ , lo que la habría convertido en la estrella más grande conocida . Otras estimaciones para el radio de la estrella hipotética fueron tan altas como 3000 R ☉ . [24] Sin embargo, en 1954, Gaposchkin dio estimaciones diferentes para los radios del componente más brillante y más grande, en 1.280 R ☉ para la supergigante amarilla (comparable a HR 5171 , candidata a la estrella hipergigante amarilla más grande conocida ), y 512 R ☉ para el componente tentativo más oscuro. [25]
En 1961, la astrofísica italiana Margherita Hack propuso que la secundaria era una estrella caliente rodeada por una capa de material, que era responsable del eclipse, después de observarla durante el eclipse de 1955-57. [26]
En 1965, el astrónomo Su-Shu Huang publicó un artículo que describía los defectos del modelo de Kuiper-Struve-Strömgren y proponía que la estrella compañera era un gran sistema de disco, visto de canto desde la perspectiva de la Tierra. En 1971, Robert Wilson propuso que en el disco había una "abertura central", una posible razón para el repentino aumento de brillo del sistema a mitad del eclipse. En 2005, el sistema fue observado en el ultravioleta por el Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE); como el sistema estelar no emitía energía a tasas características de objetos como el sistema binario de estrellas de neutrones Circinus X-1 o el sistema binario de agujeros negros Cygnus X-1 , no se espera que el objeto que ocupa el centro del disco sea nada parecido; por el contrario, una nueva hipótesis ha sugerido que el objeto central es en realidad una estrella de tipo B5. [23] [27]
Otra hipótesis de los astrónomos Alastair GW Cameron y Richard Stothers afirma que el compañero de Epsilon Aurigae A es un agujero negro , que consume partículas sólidas de la nube del crepúsculo que pasan por alto su horizonte de sucesos y que envía la luz infrarroja detectada desde la Tierra . [28] Esta hipótesis desde entonces se ha considerado obsoleta y descartada.
Epsilon Aurigae fue el objetivo de las observaciones del Año Internacional de la Astronomía entre 2009 y 2011, los tres años que coincidieron con su eclipse más reciente. [29]
La naturaleza del sistema Epsilon Aurigae no está clara. Desde hace tiempo se sabe que consta de al menos dos componentes que sufren eclipses periódicos con un oscurecimiento inusual de fondo plano cada 27 años. Las explicaciones iniciales con estrellas difusas excepcionalmente grandes, agujeros negros y extraños discos con forma de rosquilla ya no se aceptan. Ahora hay dos explicaciones principales que pueden explicar las características observadas conocidas: un modelo de alta masa donde la primaria es una supergigante amarilla de alrededor de 15 M ☉ ; y un modelo de baja masa donde la primaria es de aproximadamente 2 M ☉ y una estrella evolucionada menos luminosa. [11]
Las variaciones del modelo de alta masa siempre han sido populares, ya que la estrella primaria es, en apariencia, una gran estrella supergigante. Espectroscópicamente, es una F temprana o una A tardía con una clase de luminosidad Ia o Iab. Las estimaciones de distancia conducen consistentemente a las luminosidades esperadas para una supergigante brillante , aunque hay una enorme variación en los valores publicados para la distancia. La medición de paralaje de Hipparcos tiene un margen de error tan grande como el valor mismo, por lo que es probable que la distancia derivada sea de entre 355 y 4167 parsecs . [11] El paralaje de Gaia Data Release 2 es algo más preciso, lo que conduce a una distancia de1.350 ± 350 años luz , cerca del extremo inferior de las estimaciones realizadas con otros métodos. [1] Los datos de Gaia Data Release 3 sugieren una distancia mayor, de 1.062 parsecs, o 3.460 años luz. [30] El principal problema con el modelo de alta masa es la naturaleza de la secundaria, que según la función de masa conocida debe tener una masa comparable a la primaria, en desacuerdo con las observaciones en las que aparece como una estrella de secuencia principal de tipo B. La secundaria puede ser un sistema binario cercano que involucre a dos estrellas de secuencia principal de menor masa, o un sistema más complejo. [3]
El modelo de baja masa, popularizado por el proyecto Citizen Sky, propone que la estrella primaria es una estrella gigante asintótica evolucionada de 2-4 M☉ . Esto se basa en estimaciones de distancia y luminosidad inferiores a la mayoría de las observaciones. La estrella sería una estrella gigante inusualmente grande y brillante para la masa dada, posiblemente como resultado de una pérdida de masa muy alta. Para que coincida con los datos orbitales y del eclipse observados, la estrella secundaria es una estrella de secuencia principal B bastante normal de aproximadamente 6 M☉ incrustada en un disco grueso que se ve casi de canto. [3]
La órbita en sí está ahora bastante bien determinada, [3] inclinada a más de 87 grados respecto de la Tierra. La órbita primaria y la secundaria están separadas por unas 35 UA (en el modelo de alta masa), [11] lo que supone una distancia mayor que la que separa al planeta Neptuno del Sol . [31] En el modelo de baja masa, la separación es de tan solo 18 UA. [3]
El componente visible, Epsilon Aurigae A, es una estrella gigante postasintótica pulsante semirregular perteneciente a la clase espectral F0. [23] Esta estrella de tipo F es 37.875 veces más luminosa que el Sol, pero fuentes confiables varían considerablemente en sus estimaciones de ambas cantidades. [12] Su diámetro angular se midió en2,22 ± 0,1 mas , el tamaño físico dependerá de la distancia. Suponiendo distancias que van desde 600 a 1500 parsecs , el radio varía de 143 a 358 R ☉ utilizando el diámetro angular. [12] Si la estrella estuviera en la posición del Sol, envolvería a Mercurio (en el radio más pequeño) hasta Marte (en el radio más grande). Las estrellas de tipo F como Epsilon Aurigae tienden a brillar de color blanco y mostrar fuertes líneas de absorción de calcio ionizado y débiles líneas de absorción de hidrógeno; al ser una clase por encima del Sol (que es una estrella de tipo G), las estrellas de tipo F suelen ser más calientes que las estrellas similares al Sol. [32] Otras estrellas de tipo F incluyen la estrella primaria de Procyon , la estrella más brillante de la constelación de Canis Minor . [33]
La supergigante pulsa y muestra pequeñas variaciones en su brillo y en sus líneas espectrales. Se ha determinado que las pulsaciones tienen períodos de 67 y 123 días, [34] con una amplitud de aproximadamente 0,05 magnitudes. [8] Los perfiles de muchas líneas espectrales muestran variaciones que se esperarían de una supergigante pulsante, pero no está claro si tienen el mismo período que las variaciones de brillo. Puede haber una pequeña variación en la temperatura efectiva de la fotosfera a medida que la estrella pulsa. [35]
El componente eclipsante emite una cantidad de luz comparativamente insignificante y no se puede ver directamente en la luz visible. Sin embargo, se ha descubierto una región caliente en el centro del objeto. Se cree que es un disco de polvo que rodea una estrella de secuencia principal de clase B. Modelar la distribución de energía espectral para ε Aurigae en su conjunto produce el mejor ajuste con una estrella B5V en el centro del disco. Una estrella de este tipo tendría una masa de alrededor de 5,9 M ☉ . La órbita observada, suponiendo una supergigante de tipo F bastante normal para la estrella primaria, requiere una secundaria con una masa de más de 13 M ☉ . El modelo de baja masa acepta la secundaria de 5,9 M ☉ y, por lo tanto, también requiere una primaria de baja masa. El modelo de alta masa acepta una primaria supergigante de masa normal y aboga por un par de estrellas de tipo B, o una única estrella inusual de mayor masa. [3]
El disco alrededor de la estrella secundaria tiene 3,8 UA de ancho, 0,475 UA de espesor y bloquea aproximadamente el 70% de la luz que pasa a través de él, lo que permite ver algo de luz de la estrella primaria incluso durante los eclipses. Irradia como un cuerpo negro de 550 K. [3] El eclipse de 2009-2011 fue bien observado y la matriz CHARA pudo obtener imágenes directas de la forma del disco en una silueta. Se predice que el eclipse secundario ocurrirá entre el 20 de diciembre de 2025 y el 29 de marzo de 2028. [8]
La estrella se encuentra fácilmente debido a su brillo y aparente proximidad a la estrella Capella . Es el vértice del triángulo isósceles que forma la "nariz" de la constelación de Auriga. La estrella es lo suficientemente brillante como para ser vista desde la mayoría de las ubicaciones urbanas con cantidades moderadas de contaminación lumínica .
Los observadores visuales de estrellas variables hacen una estimación de su brillo comparándolo con estrellas cercanas con un valor de brillo conocido. Esto se puede hacer interpolando el brillo de la variable entre dos estrellas de comparación, o estimando individualmente la diferencia de magnitud entre la variable y varias comparaciones diferentes. Repetir la observación en diferentes noches permite generar una curva de luz que muestra la variación en el brillo de la estrella. En la práctica, las estimaciones visuales de estrellas variables de muchos observadores se combinan estadísticamente para producir resultados más precisos. [36]
La National Science Foundation otorgó a la AAVSO una subvención de tres años para financiar un proyecto de ciencia ciudadana construido en torno al eclipse de 2009-2011. [37] [38] [39] El proyecto, llamado Citizen Sky , [40] organizó y capacitó a los participantes para observar el eclipse y reportar sus datos a una base de datos central. Además, los participantes ayudaron a validar y analizar los datos mientras probaban sus propias teorías y publicaban artículos de investigación originales en una revista astronómica revisada por pares. Un número temático del Journal of the AAVSO estuvo dedicado a artículos sobre Epsilon Aurigae de este proyecto.
