La variable a eclipse Epsilon Aurigae
Por Jesús A. Guerrero O.
Asociación Larense de Astronomía, ALDA.
Epsilon Aurigae (ε Aur/ε Aurigae), tradicionalmente conocida con el nombre propio de Almaaz, es una estrella de la constelación de Cochero (Auriga).
La misma es un sistema binario a eclipse que usualmente brilla con una magnitud de 3m,0 y cada 27,1 años produce un eclipse con un objeto que hace que su magnitud visual descienda a 3m,8 por unos 2 años.
Este eclipse, según reportes internacionales, ya ha comenzado!
Constelación de Cochero (programa PP3)
La estrella es de muy fácil localización ya que forma parte del pentágono de estrellas principales de la constelación.
El sistema epsilon Aurigae se encuentra a unos 2.038 años-luz de distancia.
Historia.
El primer astrónomo en sospechar la variabilidad de Epsilon Aurigae fue el alemán Johann Fritsch en el año 1821. Observaciones posteriores de Eduard Heis y Friedrich Wilhelm Argelander, realizadas entre los años 1842 y 1848, reforzaron las sospechas de Fritsch. Sin embargo, fue el astrónomo Hans Ludendorff, el que estudió la estrella en detalle. De su trabajo, publicado en 1904, se dedujo que Epsilon Aurigae constituía una estrella variable a eclipse o una estrella que disminuye su intensidad de brillo debido al tránsito de una estrella compañera, de menor brillo.
La curva de una variable a eclipse.
La curva de luz de una estrella variable a eclipse es muy característica. En los momentos iniciales, antes de que la estrella compañera inicie el eclipse, se detecta el brillo conjunto de las dos estrellas. Una vez que se inicia el eclipse, el brillo del par comienza a disminuir, ya que la estrella de menor brillo está eclipsando a la de mayor brillo.
La variable a eclipse EG Cephei.
Curva de la Universidad Complutense de Madrid.
Cuando la estrella de menor brillo ha culminado su ingreso en la estrella principal, la curva de luz detiene su caída y permanece prácticamente constante. Posterior a eso, se inicia la fase de salida, y la magnitud visual del conjunto comienza a subir, hasta que culmina la salida de la estrella menor, en donde se vuelven a sumar las magnitudes visuales de las dos estrellas.
Como ejemplo de lo anteriormente expuesto podemos observar la curva de luz de la estrella variable a eclipse EG Cephei, obtenida por astrónomos de la Universidad Complutense de Madrid.
El caso de Epsilon Aurigae.
El sistema Epsilon Aurigae está compuesto por una estrella supergigante de clase espectral F0 y un componente eclipsante de naturaleza desconocida.
Esta circunstancia se desprende del análisis de su curva de luz, ya que en la fase del mínimo, se produce un incremento de luminosidad que mantiene intrigado a los astrónomos.
Curva de luz de Epsilon Aurigae. Datos de la AAVSO.
Desde 1937 hasta 2008, los científicos han elaborado hipótesis sobre la naturaleza del objeto eclipsante y hasta el momento el modelo que ha sido aceptado mayoritariamente es que el mismo es un sistema doble envuelto en un disco opaco de materia, que gira a unas 30 Unidades Astronómicas de la estrella principal, una distancia equivalente a la que existe, en nuestro Sistema Solar, entre el planeta Neptuno y el Sol.
Componentes del sistema y variabilidad.
El componente visible del sistema, conocido como Epsilon Aurigae A, es una supergigante pulsante semirregular que tiene una clase espectral F0. Este tipo de estrella posee un tamaño entre 100 a 200 veces el diámetro de nuestro Sol, con luminosidades que oscilan entre 40.000 a 60.000 veces el brillo solar.
Si esta estrella se ubicase en el sitio del Sol, abarcaría hasta la órbita del planeta Venus.
En su espectro se observan fuertes líneas de absorción en las longitudes correspondientes al calcio, y líneas débiles, correspondientes a las longitudes de onda del hidrógeno.
Las estrellas de la clase espectral F son más calientes que las tipo G, conocidas como estrella tipo Sol. Dos estrellas típicas tipo F son Proción, la estrella más brillante de la constelación del Can Menor (Canis Minor) y Canopo, la segunda estrella en brillo en nuestro cielo y estrella principal de la constelación de Quilla (Carina).
En cambio el componente eclipsante del sistema aporta una cantidad muy pequeña en el brillo del mismo y su forma y figura es un verdadero rompecabezas para los científicos.
Varias hipótesis se han esbozado sobre la constitución de este objeto, siendo la primera, la realizada en el año 1937 por los astrónomos Gerard Kuiper, Otto Struve y Bengt Strömgren. Ellos sugirieron un sistema constituido por una estrella supergigante de clase espectral F2 y una compañera extremadamente fría y semitransparente.
Sin embargo, en el año 1965, el astrónomo chino, nacionalizado estadounidense, Su-Shu Huang, publicó un trabajo en donde desestimaba el modelo Kuiper-Struve-Strömgren y proponía un objeto en forma de disco, visto de canto desde la perspectiva de la Tierra.
Robert Wilson, en 1971, propuso la existencia de una “apertura central” para justificar el incremento de luz durante la ocurrencia del eclipse.
En el año 2005, el Explorador Espectroscópico de Ultravioleta Lejano, FUSE (Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer), observó el sistema y no detectó emisiones de energía como las que ocurren en los sistemas binarios compuestos por estrellas de neutrones o agujeros negros, por lo que no se espera que el objeto que eclipsa a la estrella principal sea de algunos de estos tipos. Más recientemente se ha sugerido que el mismo puede ser una estrella de la clase espectral B5.
Ahora, los astrónomos parecen estar de acuerdo sobre la forma del objeto secundario. Piensan que un sistema binario, constituido por estrellas, rodeadas por un toroide de materia opaca. La figura a continuación, muestra el modelo y como el mismo es consistente con la curva de luz de la variable a eclipse.
Modelo del sistema epsilon Aurigae
Carta para observaciones visuales.
La AAVSO recomienda utilizar la carta a continuación, si las observaciones que va a realizar son de carácter visual.
Carta de Epsilon Aurigae. Tomado de la AAVSO.
Circunstancias del eclipse 2009 – 2011.
La estrella Epsilon Aurigae ha sido fijada como un buen objetivo observacional para el Año Internacional de la Astronomía, 2009, ya que su eclipse se inicia en este año y culmina para el 2011.
Las circunstancias más importantes para este eclipse se describen a continuación:
06/Ago/2009: Fecha del inicio del eclipse. La estrella se observa desde las 06:30 UT (2:00 a.m. para Venezuela).
Nov/2009: La estrella es observable desde la medianoche.
Dic/2009: La estrella se observa prácticamente durante toda la noche.
Ago/2010: fecha prevista para la mitad del eclipse del sistema.
Oct/2010: fecha prevista para la finalización del incremento de brillo de la zona de totalidad del eclipse.
Mar/2011: Fecha prevista para el fin de la totalidad del eclipse.
15/May/2011: Predicción del fin del eclipse en el sistema. El próximo se iniciará en el año 2036.
Fuentes:
Página de la Asociación Americana de Observadores de Estrellas Variables (AAVSO).
Página de la Universidad Complutense de Madrid.
Página del Hopkins Phoenix Observatory.