Epsilon Aurigae - Polski Serwis Naukowy

Współrzędne: 050158,10; +43°49'24,00"

Epsilon Aurigae (ε Aur / ε Aurigae, znana też jako Almaaz) – gwiazda zmienna w gwiazdozbiorze Woźnicy. Widoczny komponent systemu to nadolbrzym należący do typu widmowego A8 (lub F0), oddalony o około 2000 lat świetlnych, mniej więcej 40 tysięcy razy jaśniejszy od Słońca, którego jasność obserwowana wynosi +3,0. Jest gwiazdą zmienną zaćmieniową, gdyż co około 27,1 lat jasność obserwowana systemu spada do +3,8 na mniej więcej dwa lata (czyli jasność gwiazdy widoczna z Ziemi maleje o połowę), gdy obiekt orbitujący wokół widocznej gwiazdy wchodzi między nią a Ziemię, powodując zaćmienie. Jest to najdłuższy znany okres dla tego typu gwiazd. Sam obiekt świeci zbyt słabo w porównaniu z gwiazdą główną, by widzieć go z Ziemi i jego natura do dziś nie jest jednoznacznie ustalona przez astronomów. Co więcej, podczas zaćmienia widmo głównej gwiazdy nie jest zmienione (poza równomierną redukcją na wszystkich częstotliwościach), co wyklucza zastosowanie metod spektroskopii w celu ustalenia natury obiektu.

Gwiazda zmienna zaćmieniowa – gwiazda, która obserwowana na ziemskim niebie wykazuje zmiany w swojej jasności. Zmienność gwiazd tego typu wynika z faktu, iż są one układami najczęściej podwójnymi, w których składniki systemu obiegając się, w regularnych odstępach czasu wzajemnie się zasłaniają. To wzajemnie zakrywanie się składników jest powodem zmiany jasności widomej.

Absolutna wielkość gwiazdowa jest to obserwowana wielkość gwiazdowa (a zatem wyrażona w magnitudo), jaką miałby obiekt oglądany z pewnej ustalonej odległości, przy braku pochłaniania światła w przestrzeni międzygwiezdnej. W przypadku obiektów poza Układem Słonecznym przyjęto jako odległość odniesienia 10 parseków. Zależność pomiędzy wielkością obserwowaną, a absolutną można wyrazić za pomocą wzoru:

Główny problem związany z wyjaśnieniem natury systemu pochodzi z faktu, że obiekt wywołujący dwuletnie zaćmienie dużej gwiazdy głównej musi być prawdziwie gigantyczny. Jeżeli byłaby to gwiazda, jak twierdziła wczesna hipoteza bazowana na podstawie analogii do innych gwiazd zmiennych zaćmieniowych, byłby to jeden z najbardziej egzotycznych obiektów znanych astronomii, niezwykle zimny i słabo świecący, ponad 3 tysiące razy większy od Słońca, jak również największy zwarty obiekt znany ludzkości. Te niezwykłe właściwości spowodowały, że hipoteza ta została odrzucona jako mało prawdopodobna. Hipoteza ta nie potrafiła też wyjaśnić dodatkowej komplikacji biorącej się z faktu, że w kulminacyjnym punkcie zaćmienia jasność gwiazdy niespodziewanie wzrasta. Obecnie wiodąca hipoteza co do natury systemu przyjmuje, że obiekt powodujący zaćmienie gwiazdy głównej to orbitująca gwiazda podwójna otoczona dużym dyskiem ciemnego pyłu. Taki system byłby wystarczająco duży, by spowodować zaćmienie, a jednocześnie luka wolna od pyłu między samymi gwiazdami przepuszczająca światło wyjaśniałaby zwiększenie jasności w samym środku zaćmienia.

Układ współrzędnych astronomicznych – sferyczny układ współrzędnych stosowanym w astronomii. Umożliwia on jednoznaczne określenie położenia jakiegoś obiektu na sferze niebieskiej przez podanie jego współrzędnych. Zdefiniowanie układu sprowadza się do ustalenia podstawowego koła wielkiego oraz ustalenia punktu na tym kole, od którego liczy się pierwszą współrzędną. Oś układu (tj. prosta prostopadła do koła podstawowego) przecina sferę niebieską w punktach nazwanych biegunami, natomiast południk przechodzący przez punkt początkowy jest nazwany południkiem początkowym.

Gwiazdozbiór (konstelacja) to grupa gwiazd zajmujących określony obszar sfery niebieskiej. Z czasem gwiazdy te połączono w symboliczne kształty i nadano im nazwę pochodzącą z mitologii (np. gwiazdozbiór Centaura, Cefeusza itp). Gwiazdy tworzące gwiazdozbiór nie są ze sobą zazwyczaj fizycznie związane, a ich bliskie położenie na niebie jest wywołane geometrycznym efektem rzutowania ich położeń na sferę niebieską.

Obserwacje w 2010 roku

Obecne zaćmienie gwiazdy, które ma miejsce w latach 2009-2011 i jest intensywnie obserwowane przez najnowsze teleskopy. Nowe zdjęcia wykazały wąski, ciemny i gęsty choć prześwitujący obłok przesuwający się przed tarczą gwiazdy. Dysk ten okazał się nawet bardziej płaski niż wynikało to z wcześniej zakładanych modeli gwiazdy oraz z danych uzyskanych dzięki obserwacjom teleskopu Spitzera.

Słońce (łac. Sol) – gwiazda centralna Układu Słonecznego, wokół której krąży Ziemia, inne planety oraz mniejsze ciała niebieskie. Słońce to najjaśniejszy obiekt na niebie i główne źródło energii docierającej do Ziemi.

Hipparcos (ang. High Precision Parallax Collecting Satellite lub Hipparcos Space Astrometry Mission) - przedsięwzięcie Europejskiej Agencji Kosmicznej (ESA) mające na celu pomiar paralaks i ruchów własnych gwiazd. Nazwę projektu nadano na cześć starożytnego greckiego astronoma Hipparchosa z Nikei. Satelita wyznaczył odległości do ponad 2,5 miliona gwiazd, położonych w promieniu 150 parseków (490 lat świetlnych) od Ziemi; wyniki tych pomiarów zawarto w dwóch katalogach – Tycho i Hipparcos.

Zmienność gwiazdy została po raz pierwszy zauważona w 1821, lecz przyciągnęła uwagę astronomów dopiero po 1848, kiedy zaobserwowano kolejny cykl gwiazdy. Istnienie wahań z okresem 27,1 lat rozpoznano w 1903. Od tego czasu gwiazda jest uważnie obserwowana.

Zobacz też

Lista gwiazd w gwiazdozbiorze Woźnicy

Lista największych gwiazd

Linki zewnętrzne

Opis

Wykres zmienności z ilustracją systemu

Wykres zmienności z ostatniego zaćmienia w latach 1982-1984

Przypisy

Pomiar paralaksy wykonany przez satelitę Hipparcos wyniósł 1,6 ± 1,16 mas. Duża niepewność pomiaru oznacza że gwiazda jest zbyt daleko by dokładnie zmierzyć jej odległość. Dystanse zgodne z tym pomiarem wynoszą od 1200 do 7500 lat świetlnych.
Niepewność co do odległości powoduje podobną niepewność co do absolutnej jasności gwiazdy.
Artykuł o Drodze Mlecznej
Astronomowie fotografują tajemniczy ciemny obiekt

Nadolbrzym – gwiazda o masie od około 10 do 50 mas Słońca i promieniu dochodzącym nawet ponad 1500 promieni Słońca. Ich czas istnienia jest krótki, od 10 do 50 milionów lat, mogą więc być obserwowane w młodych strukturach, takich jak gromady otwarte, ramiona galaktyk spiralnych, czy galaktyki nieregularne. Nie obserwujemy ich w jądrach spiralnych galaktyk ani w galaktykach eliptycznych.

W astronomii typ widmowy to klasyfikacja gwiazd oparta na widmie światła wysyłanego przez gwiazdę. Widmo światła emitowanego przez gwiazdę jest określone przez trzy podstawowe parametry atmosfery gwiazdy, a mianowicie: