Almaaz

Double étoile
Almaaz (ε Aurigae)
AladinLite
Dates d' observation
équinoxe :  J2000.0 , époque : J2000.0
Constellation Charretier
Ascension droite 05 h 01 m 58.13 s
déclinaison + 43 ° 49 23,9
Luminosités
Luminosité apparente 3,03 (2,92 à 3,83) mag
Spectre et indices
Type d'étoile variable EA /GS 
Indice de couleur B − V +0,54 
Indice de couleur U − B +0.33 
R−I indice +0.45 
Classe spectrale F0 Ia
Astrométrie
Vitesse radiale (−10,4 ± 0,4) km/s
parallaxe (2,41 ± 0,51)  ma
distance (environ 1300)  ly
environ 400  pc  
Luminosité visuelle absolue M vis -5,95 mag
Mouvement correct 
Partage d'enregistrement : (−0,86 ± 1,38)  ma / a
Déc.-portion : (−2,66 ± 0,75)  mas / a
Propriétés physiques
Température effective 7800  K
Autres noms
et entrées de catalogue
Nom de Bayer ε Auriges
Nom de Flamsteed 7 Auriges
Enquête de Bonn BD + 43° 1166
Catalogue des étoiles brillantes HR 1605 [1]
Catalogue Henry Draper HD 31964 [2]
Catalogue Hipparcos HANCHE 23416 [3]
Catalogue SAO SAO 39955 [4]
Catalogue Tycho TYC 2907-1275-1 [5]
Catalogue 2MASS 2MASSE J05015812 + 4349241 [6]
Autres noms Almaaz, FK5 183, ADS 3605
annotation
  1. ↑ a b Uniquement des valeurs approximatives
  2. Calculé à partir de la luminosité apparente et de la distance.

Almaaz (de l' arabe الماعز, DMG al-māʿiz  'chèvre (nbock)'; aussi Al Anz ou Haldus ) est le nom de l'étoile Aurigae (Epsilon Aurigae) dans la constellation Fuhrmann .

Aperçu

Almaaz est une étoile à décalage d'éclipse de type Algol à environ 1 300 années-lumière . Vers 27 ans (9892 jours), Aurigae a une très longue période pour les étoiles à éclipses variables. Pendant longtemps, Almaaz a été la variable d'éclipse avec la période la plus longue, mais TYC-2505-672-1 la surpasse. Une particularité de la supergéante de la classe spectrale F0 sont le type et la durée de la couverture, qui suggèrent un très grand compagnon.

Explorer le système

La première éclipse d'Almaaz a été observée en 1821 par l'astronome amateur allemand JH Fritsch , faisant de cette étoile l'une des premières étoiles à éclipse à être découverte. La périodicité de la courbe de lumière n'a cependant été prouvée et étudiée par Hans Ludendorff qu'en 1903 . La phase de couverture dure au total exactement deux ans, le minimum entre le deuxième et le troisième contact dure environ 330 jours. La dernière occultation a commencé en 2009 et a duré jusqu'en 2011.

Courbe de lumière d'Almaaz lors de la dernière occultation dans les années 2009-2011 ( AAVSO )

Pendant longtemps, on savait peu de choses sur la nature du composant secondaire car il ne pouvait pas être observé. Ce n'était que l'explication de l'obscurcissement périodique du composant principal. On soupçonnait cependant qu'il s'agissait d'un système stellaire binaire dans un nuage sombre. L'observation directe du cours de l'éclipse en 2009 a montré qu'un disque sombre de poussière entourant une petite étoile invisible passe devant Epsilon Aurigae. Ceci a été réalisé avec l'aide du Michigan Infra-Red Combiner (MIRC), un interféromètre qui combine la lumière de quatre télescopes individuels du réseau CHARA de la Georgia State University .

Masse d'étoiles

Des études antérieures supposaient une composante principale très massive avec 15 M ☉ ou plus, des études ultérieures ont suggéré un modèle avec des composantes de masse significativement plus faibles comme alternative. Grâce à l'observation avec le satellite d'astrométrie Gaia , la distance du système peut être réduite beaucoup plus étroitement qu'auparavant. Sur la base de la distance désormais privilégiée d'environ 1300 années-lumière, le modèle de masse inférieure semble être préféré. Par conséquent, le principal composant a une masse de seulement 2,2 M ☉ , tandis que le secondaire plus sombre composante aurait 5,9 M ☉ et serait donc plus massif. Cependant, d'autres mesures seront probablement nécessaires avant que le système ne soit pleinement compris.

liens web

Preuve individuelle

  1. ↑ a b au format eps Aur. Dans : SIMBAD . Centre de Données astronomiques de Strasbourg , consulté le 13 juin 2020 .
  2. ↑ a b c catalogue Hipparcos (ESA 1997)
  3. ↑ a b c eps Aur. Dans : VSX. AAVSO , consulté le 13 juin 2020 .
  4. ↑ a b c Catalogue Bright Star
  5. ↑ Vitesses radiales Pulkovo pour 35493 étoiles HIP
  6. ^ Hipparcos, la nouvelle réduction (van Leeuwen, 2007)
  7. ↑ Almaaz. Jim Kaler, consulté le 13 juin 2020 .
  8. ↑ Record-Briser Eclipsing binaire , sur aasnova.org
  9. ↑ Epsilon Aurigae. AAVSO , consulté le 13 juin 2020 .
  10. ↑ mystère de l'éclipse étoile résolu. 8 avril 2010, consulté le 13 juin 2020 .
  11. ^ Brian Kloppenborg et al. : Images infrarouges du disque en transit dans le système ε Aurigae . Dans : Nature . 464, 2010, p. 870-872. doi : 10.1038 / nature08968 .
  12. ↑ P. Chadima et al. : Analyse spectrale et photométrique de l'éclipse binaire epsilon Aurigae avant et pendant l'éclipse de 2009-2011 . Dans : Astronomie et astrophysique . 530, n° 530, 2011, page A146. arxiv : 1105.0107 . bibcode : 2011A & A ... 530A.146C . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201116739 .
  13. ↑ Résoudre le mystère vieux de 200 ans d'une étrange étoile à éclipse. Space.com, 18 juin 2018, consulté le 13 juin 2020 .