Almaaz
| Constelació | Auriga |
| Ascensió recta α | 05h 01min 58,1s |
| Declinació δ | +43º 49’ 24’’ |
| Distància | 2000 anys llum (aprox) |
| Magnitut visual | +3,04 |
| Magnitut absoluta | -5,95 |
| Lluminositat | 47.000 sols |
| Temperatura | 7800 K |
| Ràdio | 100 - 135 sols |
| Massa | 15 - 19 sols |
| Tipo espectral | A8 Iab |
| Velocitat radial | -2,5 km/s |
Almaaz, Haldus o Al Anz (ε Aurigae / ε Aur / 7 Aurigae)[1] és la quinta estrela més lluenta de la constelació d'Auriga. És una binaria eclipsante que la seua magnitut aparent varia entre +3,0 i +3,8 en un cicle d'uns 27,12 anys i l'eclipse dura dos anys aproximadament. Està a uns 2000 anys llum de distància del sistema solar.
Història de la seua observació
Encara que Almaaz és visible a simple vista, sembla que va ser Johann Fritsch, en 1821, el primer en notar que era una estrela variable.[2] No obstant, l'estrela no va ser suficientment estudiada fins que els astrònoms alemans Eduard Heis i Friedrich Wilhelm Argelander la varen observar entre 1842 i 1848. Les senyes d'abdós varen revelar que l'estrela s'havia tornat considerablement tènue cap a 1847, havia aumentat la seua lluentor en setembre de 1848, i finalment havia recuperat la seua lluentor habitual cap al final d'eixe mateix any.[2] Varen ser registrats eclipses posteriors entre 1874 i 1875 i, casi trenta anys més vesprada, entre 1901 i 1902. Hans Ludendorff va ser el primer en portar a terme un estudi detallat de l'estrela, sugerint que era un objecte similar a les variables tipo Algol en un periodo de 54,25 anys.
Hui es pensa que el periodo orbital del sistema és de 27,12 anys, considerant-se Almaaz una binaria eclipsante de llarc periodo. No obstant, Almaaz continua sent en l'actualitat un dels sistemes estelars més estranys i menys compresos.[2][3]
Característiques del sistema
La component visible de Almaaz és una supergigante blanc-groga de tipo espectral F0 o A8 en una temperatura superficial de 7800 K. Una de les estreles més lluminoses en els 1000 pársecs més propencs al Sol, el seu lluminositat equival a 47.000 sols. En un diàmetro unes 100 voltes major que el del Sol, té una massa estimada entre 15 i 19 masses solars.[3]
La naturalea de l'atra component del sistema no és coneguda; no és visible pero ha de ser alguna cosa enorme per la duració de l'eclipse. La primera hipòtesis, plantejada en 1937 per Gerard Kuiper, Otto Struve, i Bengt Strömgren, sugeria que podia tractar-se d'una estrela extremadament freda i tènue, semblant per això semitransparente.[2]
La teoria actual més provable és que consistix en una o dos estreles chicotetes en un gros anell de pols obscura entorn. Pot ser una única estrela que ha desenrollat el disc per un fort vent estelar —el hipòtesis més acceptada— o be poden ser dos estreles de tipo B molt pròximes entre sí. Es pensa que pot(n) estar separada(s) de Almaaz A unes 30 UA, sent el diàmetro de l'anell de 20 UA. L'anell sembla tindre un forat en el seu centre, ya que la lluentor del sistema aumenta llaugerament a mitat de l'eclipse.[3]
El penúltim eclipse va tindre lloc entre 1982 i 1984, i l'últim va ser entre 2009 i 2011. S'espera que les àmplies observacions que varen tindre lloc servixquen per a clarificar la naturalea d'este sistema estelar.
Vore també
Referències
- ↑ Epsilon Aurigae - Eclipsing binary of Algol type (SIMBAD)
- ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 «Epsilon Aurigae». Variable Star of the Month Séries. American Association of Variable Star Observers (giner de 2008). Archivat des de l'original, el 31 de giner de 2009. Consultat el 19 de decembre de 2008.
- ↑ 3,0 3,1 3,2 Almaaz (Stars, Jim Kaler)
- Este artícul conté una traducció derivada de «Almaaz» de Wikipedia en castellà publicada baix la Llicència de documentació lliure de GNU i la Llicència Creative Commons Reconeiximent-CompartirIgual 4.0 Internacional.