아우리개 엡실론
Epsilon Aurigae관측 데이터 에폭 J2000 이쿼녹스 J2000 | |
---|---|
별자리 | 오리가 |
우측 상승 | 05h 01m 58.129s[1] |
탈위임 | +43° 49′ 23.87″[1] |
겉보기 크기(V) | 2.92 - 3.83[2] |
특성. | |
스펙트럼형 | F0 Iab(또는 II-III)[3] + ~B5v |
U-B색지수 | +0.30[4] |
B-V색지수 | +0.54[4] |
변수형 | 알골[5] |
아스트로메트리 | |
방사 속도(Rv) | 10.40km[6]/s |
적정운동(μ) | RA:−0.86±1.38[1]mas/yr Dec.:−2.66±0.75[1]mas/yr |
시차(시차) | 0.9879 ± 0.1792 마스[7] |
거리 | 약 3,300리 (약 1000pc) |
절대치수(MV) | -9.1[8] |
궤도[9] | |
기간(P) | 9896.0±1.6 d |
반주축(a) | 18.1+1.2 −1.3[3] AU |
편심률(e) | 0.227±0.011 |
기울기(i) | 89[3]° |
노드의 경도(Ω) | 264° |
페리아스트론 에폭(T) | MJD 34723±80 |
페리아스트론 인수(Ω) (2차) | 39.2±3.4° |
반암도(K1) (iii) | 13.84±0.23km/s |
세부 사항 | |
ε 아우르 A | |
미사 | 2.2-15[10] M☉ |
반지름 | 143 - 358[11] R☉ |
루미도(골수계) | 37,875[12] L☉ |
표면 중력(log g) | ≲ 1.0[3] cgs |
온도 | 7,750[3] K |
회전 속도(v sin i) | 54km[13]/s |
ε 아우르 B | |
미사 | 6 - 14[10] M☉ |
반지름 | 3.9±0.4[3] R☉ |
표면 중력(log g) | 4.0[3] cgs |
온도 | 15,000[3] K |
기타 지정 | |
데이터 원본: | |
히파르코스 카다로그, Bright Star Catalogue(5차 개정판), 제9차 분광형 이항 궤도 목록, VSX(Variable Star(Variable Star Index) | |
데이터베이스 참조 | |
심바드 | 자료 |
엡실론 오리어( (ε, 약칭 엡실론 오어, ε 아어)는 차리오터인 오리가 북쪽 별자리에 있는 복수 항성계통이다.그것은 F0 초거성(공식적으로 알마즈 /ælˈmɑz/, 이 시스템의 전통적인 이름)으로 이루어진 특이한 생략형 이진법이며, 일반적으로 알려지지 않은 물체를 공전하는 거대한 다크 디스크로, 아마도 두 개의 작은 B형 별들로 이루어진 이진법일 수 있다.시스템까지의 거리는 여전히 논쟁의 대상이지만, 가이아 우주선의 데이터는 지구로부터 약 1,350 ± 300광년 떨어져 있는 거리를 두고 있다.
1821년 독일의 천문학자 요한 하인리히 프리치가 관측했을 때 엡실론 오리가는 변광성일 것으로 처음 의심받았다.이후 에두아르트 헤이스와 프리드리히 빌헬름 알겔란더의 관찰은 프리슈의 초기 의심을 강화시켜 스타에 대한 관심을 끌었다.그러나 한스 루덴도르프는 그것을 아주 자세히 연구한 최초의 사람이었다.그의 연구는 그 시스템이 모호한 이진 변수라는 것을 밝혀냈다. 그것은 파트너가 빛을 흐리게 할 때 희미해지는 별이다.
약 27년마다, 엡실론의 밝기는 겉보기 시각적 크기 +2.92에서 +3.83으로 떨어진다.이 조광은 640-730일 동안 지속된다.이 계통은 이 일식 외에도 약 66일의 일정하지 않은 기간으로 낮은 진폭 맥동을 가진다.
엡실론의 에클리핑 동료는 그 물체가 그 크기의 물체에 대해 기대되는 만큼의 빛을 발산하지 않기 때문에 많은 논쟁의 대상이 되어왔다.2008년 현재, 이 동반 물체에 대해 가장 일반적으로 받아들여지는 모델은 거대하고 불투명한 먼지 원반으로 둘러싸인 2진 별 시스템이다; 그 물체가 크고 반투명 별 또는 블랙홀이라고 추측하는 이론들은 그 이후로 폐기되었다.
명명법
ε 아우리개(Aurgie, Epsilon Aurgie에 라틴화됨)는 시스템의 바이엘 명칭이다.그것은 또한 플램스티드 명칭인 7 오리가 들어있다.ADS 3605 A, CCDM J05020+4350A 및 WDS J05020+4349A로 여러 개의 별 카탈로그에 수록되어 있다.
리처드 힌클리 앨런은 옥스퍼드 학자 토마스 하이드(Thomas Hyde)가 1665년 아랍어 알 마아즈(Almah Beg)의 '빌리 염소'와 같은 별 카펠라(Nanny 염소를 뜻하는 라틴)의 이름에 해당하는 것으로 파악한 울루그 베그의 카탈로그를 번역하는 과정에서 전통적인 이름을 기록했다고 보도했다.알렌의 스펠링은 복수형인 امعزز al-maʽaz "gots"에 해당한다.알렌은 또한 중세 페르시아 천문학자 자카리아 알 카즈위니가 알 안즈로 알고 있었다고 보고했다.[15]알마게스트에 있는 프톨레마이오스는 이 별은 차리오터의 왼쪽 팔꿈치를 표시했다고 말했다.[16]
국제천문연맹은 2016년 별 이름 워킹그룹(WGSN[17])을 조직해 별의 적절한 이름을 분류하고 표준화했다.다중 항성 시스템의 구성원과 관련된 이름 및 구성 요소 문자(예: from)의 경우.WGSN은 워싱턴 더블스타 카탈로그)는 명시적으로 나열되지 않았지만, 이 명칭은 시각적 밝기로 가장 밝은 구성요소에 기인하는 것으로 이해되어야 한다고 말하고 있다.[18]WGSN은 2017년 2월 1일 이 시스템에서 가장 밝은 구성 요소에 대해 알마즈라는 이름을 승인했으며, 현재 이 명칭은 IAU가 승인한 스타 네임 리스트에 포함되어 있다.[19]
중국어로 '기둥'을 뜻하는 meaning(Zhù)은 엡실론 오리개, 제타 오리개, 에타 오리개, 업실론 오리개, 누오리개, 타우오리개, 치오리개, 26개 등으로 구성된 별칭을 말한다.[20][21]이에 따라 오리개 엡실론 그 자체의 중국 이름은 柱一(Zhù yī, "기둥의 첫 별")[22]이다.
관측사
비록 이 별은 육안으로 쉽게 볼 수 있지만, 요한 프리치의 1821년 관측은 그가 이 시스템이 변수라는 것을 가장 먼저 알아차렸음을 시사한다.결국 1842년부터 1848년까지 독일의 수학자 에두아르 하이스와 프러시아 천문학자 프리드리히 빌헬름 아르겔란더가 몇 년에 한 번씩 관찰하기 시작했다.헤이스와 아르겔란더 둘 다 1847년까지 별이 현저하게 희미해졌다는 것을 밝혀내 그 시점의 두 남자의 전폭적인 관심을 끌었다.엡실론 아우리개는 크게 밝아졌고, 그 다음 9월에 이르러서는 "정상"으로 되돌아왔다.[23]관심을 끌면서 점점 더 많은 데이터가 수집되었다.관측 자료를 보면, 오랜 기간에 걸쳐 단지 엡실론 오리가의 변화가 있었을 뿐만 아니라, 밝기의 단기적 변화도 경험했다는 것을 알 수 있었다.후일식은 1874년과 1875년 사이에 일어났고, 거의 30년이 지난 1901년과 1902년 사이에 일어났다.[23]
오리개자리 엡실론도 관찰해 온 한스 루덴도르프는 이 별에 대한 자세한 연구를 가장 먼저 실시했다.1904년 《천문학》에 운터수충겐(Untersuchungen) über den Lichtwechel von ε 아우리개(Epsilon Ourgie의 빛 변화 조사)라는 제목의 글을 발표하면서, 이 별은 알골 변수와 에클립싱 바이너리임을 시사했다.[23]
천문학자인 제라드 쿠이퍼, 오토 슈트루브, 벵트 스트뢰그렌이 1937년에 발표한 첫 가설은 엡실론 오리가이그(Epsilon Ourgig)가 F2 초거성(supergiant)과 그 동반자를 완전히 식히는 극히 시원한 '세미트란스포어(semitransparent)' 항성을 포함하고 있다는 것을 시사했다.그러나, 에클립싱 항성은 에클립된 동반자에 의해 방출되는 빛을 산란시켜 관측된 규모의 감소를 초래한다.흩어진 빛은 비록 이 빛이 현저하게 흐려지기는 하겠지만 지구에서는 육안으로 볼 수 있는 별로서 감지될 것이다.
1961년 이탈리아의 천체물리학자 마르게리타 해크는 1955-57년의 일식을 관찰한 후, 2차 항성은 일식의 원인이 되는 물질 껍질로 둘러싸인 뜨거운 별이라고 제안했다.[24]
천문학자인 수슈 황은 1965년에 카이퍼-스트루브-스트뢰그렌 모델의 결함을 개괄적으로 설명한 논문을 발표했으며, 그 동반자가 지구의 관점에서 엣지온(edge-on)인 대형 디스크 시스템이라고 제안했다.1971년 로버트 윌슨(Robert Wilson)은 "중앙 개구부"가 디스크에 놓여 있다고 제안했는데, 이는 시스템이 일식을 통해 갑자기 밝아지는 이유일 가능성이 있다.2005년 극자외선분광탐상기(FUSE)에 의해 자외선에 관측되었는데, 항성계통은 중성자별 이항계통 Circinus X-1이나 블랙홀 이항계통 Sygnus X-1과 같은 물체 특성의 비율로 에너지를 방출하지 않았기 때문에 원반 중앙을 차지하는 물체는 얇을 것으로 예상되지 않는다.g. 이와는 대조적으로, 새로운 가설은 중심 물체가 실제로 B5형 별이라는 것을 암시했다.[23][25]
천문학자 알라스테어 G. W. 카메론과 리처드 스토더스(Richard Stothers)에 의한 또 다른 가설은 엡실론 오리어에 A의 동반자는 블랙홀로, 지구에서 검출된 적외선을 내보내는 그 사건 지평선을 우회하는 황혼 구름에서 고체 입자를 소비한다고 말한다.[26]이 가설은 그 후 구식이고 폐기된 것으로 간주되어 왔다.
엡실론 아우리개는 2009년부터 2011년까지 국제천문학년 관측 대상이었는데, 이는 가장 최근의 일식과 겹친 3년이다.[27]
시스템의 특성
엡실론 아우리개 체계의 성질이 불분명하다.그것은 적어도 27년마다 비정상적인 평평한 바닥의 조광과 함께 주기적인 일식을 겪는 최소 두 개의 성분으로 구성된 것으로 오랫동안 알려져 왔다.유달리 큰 확산성, 블랙홀, 홀수 도넛 모양의 디스크가 있는 초기 설명은 더 이상 받아들여지지 않는다.이제 알려진 관찰 특성을 설명할 수 있는 두 가지 주요한 설명이 있다: 1차적인 것이 약 15의 황색 초거성인 고질량 모델이다.M☉; 및 기본 질량이 약 2인 저질량 모델M☉ 발광성이 떨어지는 별.[10]
주요 별은 모든 외관상 거대 초거성 별이기 때문에 높은 질량 모델의 변화는 항상 인기가 있었다.분광학적으로 Lia 또는 Iab의 점성 등급으로 F조기 또는 A후기 입니다.거리 추정치는 거리에 대한 공시가격에 큰 차이가 있지만 밝은 초거성에 대해 기대되는 명암으로 일관되게 이어진다.히파르코스 시차 측정은 오차 한계가 값 자체만큼 크기 때문에 파생된 거리는 355 - 4,167 파섹 사이의 어떤 것이든 될 가능성이 있다.[10]Gaia Data Release 2 시차는 다소 더 정밀하여 1,350±350 ly의 거리를 다른 방법에 의한 추정치의 낮은 끝으로 유도한다.[1]고질량 모델의 주요 문제점은 알려진 질량함수가 일차적인 질량을 갖도록 요구하는 2차 질량의 성질로서, B형 주계열성으로 나타나는 관측치와 상충한다.2차 항성은 두 개의 질량 하한 주계열성 또는 더 복잡한 계통일 수 있다.[3]
최근 시티즌스카이 프로젝트에 의해 대중화된 저질량 모델은 1차적인 것이 2-4의 진화된 무증상 거대 분지 별이라는 것을 제안한다.M이는 대부분의 관측치보다 낮은 거리와 광도 추정치에 의존한다☉.이 별은 주어진 질량으로는 유별나게 크고 밝은 거성일 것이며, 아마도 매우 높은 질량 손실의 결과일 것이다.관측된 일식과 궤도 데이터를 일치시키기 위해, 2차 항성은 약 6의 상당히 정상적인 B 주계열성이다.M☉ 거의 가장자리에 보이는 두꺼운 원반 속에 박혀 [3]있는
궤도 자체는 현재 꽤 잘 결정되어 있고,[3] 지구로 87도 이상 기울어져 있다.1차 모델과 2차 모델은 약 35AU 떨어져 있으며([10]높은 질량 모델에서), 태양으로부터 해왕성 행성보다 더 멀리 떨어져 있다.[28]저질량 모델에서는 분리가 18AU에 불과하다.[3]
가시성분
가시성 성분인 엡실론 아우리개 A는 스펙트럼 등급 F0에 속하는 반정맥 맥동 후 거대 분지 별이다.[23]이 F형 별은 태양의 약 143배에서 358배의 지름을 가지며, 광도 37,875배이다. (신뢰할 수 있는 출처는 두 수량에 대한 추정치가 상당히 다르다.)만약 그 별이 태양의 위치에 있다면, 그것은 수성과 아마도 금성을 감싸고 있을 것이다.Epsilon Aurgie와 같은 F형 별은 하얀 빛을 발하며 강한 이온화 칼슘 흡수선과 약한 수소 흡수선을 보이는 경향이 있다; 태양(G형 별) 위의 등급인 F형 별은 전형적으로 태양형 별보다 뜨겁다.[29]다른 F형 별들에는 프로시온의 1차 항성인 캐니스 마이너 별자리 중 가장 밝은 별들이 있다.[30]
초거성은 맥동하며, 밝기와 스펙트럼 라인의 작은 변화를 보여준다.맥동에는 67일과 123일의 기간이 주어졌으며,[31] 진폭은 약 0.05일이다.[11]많은 스펙트럼 라인의 프로파일은 맥동 초거성으로부터 예상할 수 있는 변화를 보여주지만 밝기 변화와 동일한 기간을 가지는지는 명확하지 않다.항성이 진동하면서 광권의 유효 온도에 약간의 변화가 있을 수 있다.[32]
에클립싱 컴포넌트
에클립싱 성분은 비교적 미미한 양의 빛을 방출하며, 가시광선에서는 직접 볼 수 없다.그러나 물체의 중앙에서 가열된 부위가 발견되었다.그것은 B급 주계열성을 둘러싼 먼지 원반으로 널리 알려져 있다.as 아우리개 전체에 대한 스펙트럼 에너지 분배를 모델링하면 디스크 중앙에 B5V 별과 가장 잘 맞는다.그런 별은 약 5.9의 질량을 가질 것이다.M☉. 1차 항성에 대해 상당히 정상적인 F형 초거성을 가정하여 관측된 궤도는 13 이상의 질량을 가진 2차 질량을 필요로 한다.M저질량 모델은 5.9를 수용한다☉.M☉ 이차적이라 저질량 예비선거도 필요하다.이 고질량 모델은 정상적인 질량 초거성 원리를 받아들여 B형 별 한 쌍, 즉 특이한 단일 고질량 별을 주장한다.[3]
2차 항성 주위의 원반은 폭 3.8AU, 두께 0.475AU이며, 이를 통과하는 빛의 약 70%를 차단해 일식 중에도 1차 항성으로부터 약간의 빛을 볼 수 있다.550K의 검은 몸처럼 방사한다.[3]
관찰
이 별은 밝음과 명백히 카펠라 별과 가깝기 때문에 쉽게 찾을 수 있다.오리가 별자리의 '노스'를 이루는 이소체 삼각형의 정점이다.이 별은 적당한 양의 빛 공해를 가진 대부분의 도시 지역에서 볼 수 있을 만큼 충분히 밝다.
시각적 변수 항성 관측자는 알려진 밝기 값을 가진 주변 별과의 밝기를 비교하여 밝기를 추정한다.이것은 두 개의 비교 항성 사이에 변수의 밝기를 보간하거나 변수와 여러 가지 다른 비교 사이의 크기 차이를 개별적으로 추정함으로써 이루어질 수 있다.다른 밤에 관찰을 반복하면 별의 밝기 변화를 보여주는 가벼운 곡선이 만들어질 수 있다.실제로, 많은 관찰자의 시각적 변수 별 추정치는 통계적으로 결합되어 더 정확한 결과를 산출한다.[33]
시티즌스카이
국립과학재단은 AAVSO에게 2009~2011년 개기일식을 전후해 건설된 시민과학 프로젝트에 자금을 지원하는 3년 간의 보조금을 수여했다.[34][35][36]시티즌스카이라고 불리는 이 프로젝트는 참가자들을 조직하고 훈련시켜 일식을 관찰하고 그들의 데이터를 중앙 데이터베이스에 보고하도록 하고 있다.[37]또한 참가자들은 자신의 이론을 시험하고 동료들이 검토한 천문학적 저널에 독창적인 연구 기사를 게재하면서 데이터의 검증과 분석을 도울 것이다.
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- ^ Leggett, Hadley (24 August 2009). "Wired.com: Reach for the Citizen Sky". Retrieved 25 August 2009.
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- ^ "International Year of Astronomy: Citizen Sky Invites Public to Help Resolve a Stellar Mystery". Retrieved 25 August 2009.
- ^ "Citizen Sky Three-year citizen science project focused on Epsilon Aurigae". AAVSO. Archived from the original on 2016-12-01. Retrieved 2018-02-18.
외부 링크
- Lite Brite 다이어그램을 사용하여 시스템을 설명하는 YouTube 동영상
- 짐 칼러 박사의 아우리개 엡실론 기사.
- 로버트 스텐셀 박사의 다가오는 엡실론 오리개 일식, "밥 박사"
- 2010년 1월 8일 그 날의 천문학 그림 사라져가는 별의 신비
- 시즌의 AAVSO 변광성
- 2010년 4월 7일 과학자들에 의해 포착된 별의 일식에 대한 BBC 뉴스 '첫 번째 이미지'세인트 앤드류스 대학교에서 공부한다.2010년 4월 7일에 액세스.
- NAT. Geo, 첫 번째 사진: 불가사의한 원반 일식.2010년 4월 7일