Almaaz

Z Wikipedie, otevřené encyklopedie
Skočit na navigaci Skočit na vyhledávání
Almaaz
Umělecká představa Almaazu
Umělecká představa Almaazu
Almaaz (100x100)
Poloha Almaazu v souhvězdí Vozky (v červeném kroužku)
Astrometrická data
(Ekvinokcium J2000,0)
SouhvězdíVozka (Auriga)
Rektascenze5h 1m 58,13245s
Deklinace+43° 49′ 23,9059″
Paralaxa1,53 ± 1,29
Vzdálenost~2000 ly
(~700 pc)
Zdánlivá hvězdná velikost+2,98 (+2,92 až +3,83)
Radiální rychlost-10,40 ± 0,4 km/s
Vlastní pohyb v rektascenzi−0,86 ± 1,38 mas/rok
Vlastní pohyb v deklinaci−2,66 ± 0,75 mas/rok
Systém
Primární hvězdaε Aur A
Průvodceε Aur B
Doba oběhu9896,0 ± 1,6 dne
Velká poloosa18,1  +1,2
-1,3
  AU
Excentricita dráhy0,227 ± 0,011
Sklon dráhy89°
Délka vzestupného uzlu264°
Argument šířky pericentra39,2 ± 3,4°
Označení
Henry Draper CatalogueHD 31964
Bonner DurchmusterungBD +43° 1166
Bright Star katalogHR 1605
SAO katalogSAO 39955
Katalog HipparcosHIP 23416
Tychův katalogTYC 2907-1275-1
Bayerovo označeníε Aur
Flamsteedovo označení7 Aur
SynonymaAl Anz, Haldus
Databáze
SIMBADdata
(V) – měření provedena ve viditelném světle

Almaaz či Epsilon Aurigae (ε Aur) je hvězda v souhvězdí Vozky. Jedná se o binární systém (zákrytová hvězda typu Algol) s neobvyklými parametry. Arabské jméno Almaaz znamená kozel (je zde patrná souvislost s blízkou Capellou, která symbolizuje kozu).

Systém[editovat | editovat zdroj]

Systém se skládá z jasné hvězdy ε Aur A a záhadné sekundární složky ε Aur B, jejíž povaha není stále plně objasněna. Každých 27 let dochází k zatmění ε Aur A, přičemž pokles jasnosti, a tedy doba zatmění, trvá celé dva roky. To svědčí o tom, že ε Aur B je výrazně větší než ε Aur A.

Starší teorie hovořící o ε Aur B jako o extrémně chladné gigantické hvězdě či černé díře jsou dnes považovány za velmi nepravděpodobné. V současnosti přijímaná teorie, podpořená pozorováními z posledního zatmění ε Aur A odehrávajícího se v letech 2009–2011, tvrdí, že druhou složkou systému je hvězda (případně dvojice hvězd) obklopená širokým a neprůhledným prašným diskem o průměru kolem 20 AU.

Pro zmíněnou teorii prašného disku existují dva modely.

V prvním modelu je jasně zářící složkou žlutý veleobr, hvězda spektrální klasifikace F0 (někdy udáváno též A8 či A9). Hvězda by byla zhruba 15krát hmotnější než Slunce. Těmto parametrům odpovídají například odhady vzdálenosti, které se ovšem pohybují v rozsáhlém intervalu 355–4167 pc. Problémem je sekundární složka (hvězda či dvojice hvězd obklopená prašným diskem), která by podle orbitálních dat musela být přibližně stejně hmotná, jako zmíněný veleobr. Pozorování přitom nasvědčují spíše méně hmotné hvězdě hlavní posloupnosti spektrální třídy B.

Ve druhém modelu je jasně zářící složkou obr z asymptotické větve obrů o hmotnosti 2-4 M. Hvězda by byla na svou hmotnost neobvykle velká a jasná, pravděpodobně v důsledku velkých ztrát hmoty. Z orbitálních dat pak sekundární hvězda obklopená prašným diskem vychází jako běžná hvězda hlavní posloupnosti spektrální třídy B o hmotnosti zhruba 6 M.

V době zatmění klesá jasnost systému z +2,92m až k +3,83m.[1] Uprostřed zatmění dochází k mírnému zvýšení jasnosti, což nasvědčuje přítomnosti jasnějšího objektu uvnitř výše zmíněného disku.

Reference[editovat | editovat zdroj]

  1. eps Aur [online]. American Association of Variable Star Observers (AAVSO), 2005-12-17, rev. 2010-01-04 [cit. 2015-12-20]. Dostupné online. (anglicky) 

Odkazy[editovat | editovat zdroj]