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 del sistema) y un compañero que generalmente se acepta como un enorme disco oscuro que orbita un objeto desconocido, posiblemente un sistema binario de dos pequeñas estrellas de tipo B. La distancia al sistema sigue siendo un tema de debate, pero los datos de la nave espacial Gaia sitúan su distancia en aproximadamente A 1.350 ± 300 años luz de la Tierra.
Se sospechó por primera vez que Epsilon Aurigae era una estrella variable cuando el astrónomo alemán Johann Heinrich Fritsch la observó en 1821. Observaciones posteriores de Eduard Heis y Friedrich Wilhelm Argelander reforzaron las sospechas iniciales de Fritsch y atrajeron la atención sobre la estrella. Hans Ludendorff , sin embargo, fue el primero en estudiarlo con 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 cae de una magnitud visual aparente de +2,92 a +3,83. Esta atenuación dura entre 640 y 730 días. Además de este eclipse, el sistema también tiene 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 aceptado popularmente para este objeto compañero es un sistema estelar binario rodeado por un disco de polvo masivo y opaco; Desde entonces se han descartado las teorías que especulan que el objeto es una estrella grande y semitransparente o un agujero negro .
ε Aurigae ( latinizado a Epsilon Aurigae ) es la designación de Bayer del sistema . También lleva la designación Flamsteed 7 Aurigae . Aparece 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 (latín para "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. [dieciséis]
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 nombres relacionados con miembros de múltiples sistemas estelares , y donde una letra componente (de, por ejemplo, Washington Double Star Catalog ) no aparece explícitamente en la lista, el WGSN dice que debe entenderse que el nombre se atribuye al componente más brillante por el 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 IAU [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 fue el primero en notar que el sistema era variable . Finalmente, de 1842 a 1848, el matemático alemán Eduard Heis y el astrónomo prusiano Friedrich Wilhelm Argelander comenzaron a observarlo una vez cada pocos años. Tanto los datos de Heis como los de Argelander revelaron que la estrella se había vuelto significativamente más tenue en 1847, atrayendo toda la atención de ambos hombres en ese momento. Epsilon Aurigae se había iluminado significativamente y había vuelto a la "normalidad" en septiembre siguiente. [23] A medida que atraía más atención, se compilaron más y más datos. Los datos de observación revelaron que Epsilon Aurigae no sólo varió durante un largo período, sino que también experimentó variaciones a corto plazo en el brillo. 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 sugería que la estrella era una variable Algol y una binaria eclipsante . [23]
La primera hipótesis, expuesta 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 completamente a su compañera. Sin embargo, la estrella eclipsante dispersaría la luz emitida por su compañera eclipsada, lo que provocaría la disminución observada en magnitud. La luz dispersada se detectaría en la Tierra como una estrella visible a simple vista, aunque esta luz se atenuaría significativamente. 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 supuesta estrella llegaban a 3.000 R ☉ . [24] Sin embargo, en 1954, Gaposchkin dio estimaciones diferentes para los radios del componente más grande y brillante, en 1280 R ☉ para la supergigante amarilla (comparable a HR 5171 , una 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]
El astrónomo Su-Shu Huang publicó un artículo en 1965 que describía los defectos del modelo de Kuiper-Struve-Strömgren y proponía que su compañero es un gran sistema de discos, de canto desde la perspectiva de la Tierra. Robert Wilson , en 1971, propuso que había una "abertura central" en el disco, una posible razón del repentino brillo del sistema a mitad del eclipse. En 2005, el sistema fue observado en el ultravioleta mediante el Explorador espectroscópico ultravioleta lejano (FUSE); Como el sistema estelar no emitía energía a velocidades 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 de eso. clasificar; 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 crepuscular que evita su horizonte de sucesos que envía la luz infrarroja detectada desde la Tierra . [28] Desde entonces, esta hipótesis se ha considerado obsoleta y descartada.
Epsilon Aurigae fue objeto de observación por parte de observadores del Año Internacional de la Astronomía de 2009 a 2011, los tres años que se superpusieron a su eclipse más reciente. [29]
La naturaleza del sistema Epsilon Aurigae no está clara. Se sabe desde hace tiempo que consta de al menos dos componentes que sufren eclipses periódicos con una inusual atenuación de fondo plano cada 27 años. Ya no se aceptan las primeras explicaciones sobre estrellas difusas excepcionalmente grandes, agujeros negros y extraños discos en forma de rosquilla. Ahora hay dos explicaciones principales que pueden explicar las características observadas conocidas: un modelo de gran masa donde la primaria es una supergigante amarilla de alrededor de 15 M ☉ ; y un modelo de baja masa donde la primaria tiene aproximadamente 2 M ☉ y una estrella evolucionada menos luminosa. [11]
Las variaciones del modelo de gran masa siempre han sido populares, ya que la estrella principal es, según todas las apariencias, una gran estrella supergigante. Espectroscópicamente es F temprano o A tardío con clase de luminosidad Ia o Iab. Las estimaciones de distancia conducen consistentemente a las luminosidades esperadas para una supergigante brillante , aunque existe 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 la distancia derivada probablemente oscilará entre 355 y 4.167 pársecs . [11] El paralaje de Gaia Data Release 2 es algo más preciso, lo que lleva a una distancia de1.350 ± 350 al año , hacia el extremo inferior de las estimaciones realizadas por otros métodos. [1] Gaia Data Release 3 sugiere una distancia mayor de 1.062 pársecs, o 3.460 años luz. [30] El principal problema con el modelo de alta masa es la naturaleza del secundario, que según la función de masa conocida requiere que tenga una masa comparable a la primaria, lo que contrasta con las observaciones en las que aparece como una secuencia principal de tipo B. estrella . El secundario puede ser un binario cercano que incluya 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 primaria es una estrella rama gigante asintótica evolucionada de 2 a 4 M ☉ . Esto se basa en estimaciones de distancia y luminosidad inferiores a las de 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 coincidir con el eclipse observado y los datos orbitales, la 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] con una inclinación de más de 87 grados con respecto a la Tierra. El primario y el secundario están separados por unas 35 AU (en el modelo de gran masa), [11] lo que está más lejos que el planeta Neptuno del Sol . [31] En el modelo de baja masa, la separación es de sólo 18 AU. [3]
El componente visible, Epsilon Aurigae A, es una estrella de rama gigante post-asintótica pulsante semirregular que pertenece a la clase espectral F0. [23] Esta estrella de tipo F es 37.875 veces más luminosa que el Sol, pero las fuentes fiables 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 oscilan entre 600 y 1500 pársecs , el radio oscila entre 143 y 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 muestran fuertes líneas de absorción de calcio ionizado y líneas débiles de absorción de hidrógeno; Al ser una clase superior al 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 principal de Procyon , la estrella más brillante de la constelación de Can Menor . [33]
La supergigante pulsa, mostrando pequeñas variaciones en su brillo y líneas espectrales. A las pulsaciones se les han asignado 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 puede verse directamente en luz visible. Sin embargo, se ha descubierto una región caliente en el centro del objeto. Se cree ampliamente 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 así 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 superior a 13 M ☉ . El modelo de baja masa acepta el secundario de 5,9 M ☉ y, por lo tanto, también requiere un primario 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 inusual estrella única de mayor masa. [3]
El disco alrededor de la estrella secundaria tiene 3,8 AU de ancho, 0,475 AU 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]
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 zonas 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 producir una curva de luz que muestra la variación del 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 Fundación Nacional de Ciencias 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 e informar 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 de la Revista de la AAVSO estuvo dedicado a artículos sobre Epsilon Aurigae de este proyecto.
