Obserwujmy zaćmienie ε (epsilon) Aurigae

Rys.1 Rys. 1 Capella (Koza) z Koźlętami. Fot. J. Wiland

Coraz głośniej o niezwykle ciekawej gwieździe zmiennej ε Aurigae (ε Aur). Wraz z η (eta) i ζ (zeta) Aurigae tworzy na niebie charakterystyczny, łatwo rozpoznawalny, ostry trójkąt równoramienny położony nieopodal Capelli (Kozy) — α Aurigae, najjaśniejszej gwiazdy Woźnicy. Te trzy gwiazdy trójkąta bywają nazywane Koźlętami. Możemy je obserwować od lipca na wysokości ponad 20° nad horyzontem na niebie porannym do połowy maja następnego roku na niebie wieczornym. Najlepszym okresem do obserwacji są miesiące zimowe. ε Aurigae jest najjaśniejszym z Koźląt. Zwykle ma jasność wizualną ok. 3 mag. η Aurigae ma jasność 3,2 mag. a ζ 3,7 mag. Cały układ jest więc dobrze widoczny gołym okiem nawet w obszarach miejskich o dużym zaświetleniu, choć wtedy do obserwacji może być przydatna lornetka o niewielkim powiększeniu.

Zmienność ε Aur odkrył niemiecki astronom amator J. Fritsch, który na początku 1821 r. zauważył, że ε Aur jest akurat najsłabszym koźlątkiem. Przez następne 20 lat gwiazda w zasadzie nie była jednak obserwowana. Regularne obserwacje podjęto dopiero w latach 40. XIX w. Warto wymienić tu F.W. Argelandera, E. Heisa i J. Schmita. Ten ostatni w latach 1843–1884 wykonał prawie 5000 obserwacji tej zmiennej. Obserwacje wykonane do 1904 r. opracował i przeanalizował H. Ludendorff. Na podstawie tych analiz wysnuł hipotezę, że ε Aur jest układem zaćmieniowym typu Algola z okresem orbitalnym 54,2 lata, wykazującym zaćmienia o w przybliżeniu jednakowej głębokości co 27,1 lat. Zidentyfikował zaćmienia w latach 1847–1849, 1875–1877 oraz 1902–1904 i potwierdził, że J. Fritsch w roku 1821 rzeczywiście obserwował minimum i słusznie jest uznawany za odkrywcę zmienności tej gwiazdy.

Kolejne zaćmienia wystąpiły w latach 1928–1930, 1955–1957 i 1982–1984. Zebrane dane obserwacyjne pozwoliły dokładniej odtworzyć przebieg zjawiska, w szczególności wyznaczyć momenty kontaktów obiektu zaćmiewającego ze składnikiem głównym t1, t2, t3 i t4. Dane te pokazane są w tabeli.


1902–1904
1928–1930
(średnie)
1955–1957 1982–1984 2009–2011

Czas trwania
zaćmienia
(t4 – t1)
714 d 670 d V 654 d
B 643 d
U 630 d
?

całkowite
(t3 – t2)
330 d 394 d V 447 d
B 437 d
U 455 d
?

wejście
(t2 – t1)
182 d 135 d V 142 d
B 135 d
U 120 d
?

zejście
(t4 – t3)
203 d 141 d V 65 d
B 71 d
U 55 d
?

Okres 9888 d 9885 d 9863 d ?

Amplituda 0,80 mag. 0,75 mag. V 0,91 mag.
B 0,73 mag.
U 0,84 mag.
?

Jak widać, kolejne zaćmienie różni się nieco w przebiegu od poprzedniego. Czas trwania całego zaćmienia t4 – t1 skraca się, a faza zaćmienia całkowitego (płaskie dno) t3 – t2 się wydłuża. Najbardziej skraca się ostatnia faza zaćmienia t4 – t3. Widać również, że momenty kontaktów zależą od barwy.

ε Aur jest układem zaćmieniowym o najdłuższym znanym okresie orbitalnym 27,1 lat i najdłużej trwającym, bo prawie dwa lata, zaćmieniu. Spadek jasności w paśmie wizualnym wynosi około 0,8 mag. W centralnej fazie zaćmienia obserwuje się pojaśnienie o 0,3–0,4 mag. ponad poziom płaskiego dna. Komplikacji dodaje brak istotnych zmian w widmie poza równomierną redukcją na wszystkich częstotliwościach. Poza zaćmieniami obserwuje się półregularne zmiany jasności o amplitudzie około 0,2 mag. Okres tych zmian w ciągu ostatniego ćwierćwiecza uległ skróceniu ze 100 do 66 dni.

Chociaż od odkrycia zmienności ε Aur mijają już prawie dwa wieki, to do dziś nie bardzo wiemy, co powoduje zaćmienie. Aktualnie aprobowany jest następujący model układu. Składnik widoczny to oddalony od nas o około 2000 lat świetlnych nadolbrzym typu widmowego F0 o masie ~15 mas Słońca i promieniu ~200 promieni Słońca. Wykazuje półregularne zmiany jasności o amplitudzie 0,2 mag. i okresie 66 dni. Przyczyną tych zmian jasności są pulsacje nadolbrzyma. Niewidoczny składnik to orbitująca w odległości 27,6 jednostek astronomicznych gwiazda lub ciasny układ dwóch gwiazd typu widmowego B otoczony ciemnym, pyłowym dyskiem o promieniu ~2000 promieni Słońca. Łączna masa dysku i gwiazdy (gwiazd) centralnej wynosi ~13,7 mas Słońca. Co 27,1 lat dysk przechodzi na tle nadolbrzyma, powodując jego zaćmienie. W fazie płaskiego dna zakrywane jest około połowy powierzchni nadolbrzyma co powoduje spadek jasności o 0,8 mag. Pojaśnienie w centralnej części zaćmienia spowodowane jest większą przezroczystością dysku w jego środkowej części.

Rys.2 Rys. 2 Schemat zaćmienia ε Aur

Zbliża się kolejne zaćmienie ε Aur. Ma się rozpocząć już w połowie tego roku. Dokładnego czasu ani jego przebiegu nie znamy, bo nie wiemy, jak w ciągu ostatniego ćwierćwiecza zmienił się sam dysk i geometria układu. Efemerydy, które należy traktować orientacyjnie, są następujace:

2009.08.06 — początek zaćmienia,

2009.12.21 — początek fazy całkowitej (płaskiego dna zaćmienia),

2010.05 — początek pojaśnienia w centrum zaćmienia,

2010.08.01 — wtórne maksimum blasku w centrum zaćmienia,

2010 jesień — koniec pojaśnienia,

2011.03.12 — koniec fazy całkowitej (płaskiego dna),

2011.05.15 — koniec zaćmienia.

Astronomowie mają nadzieję na zebranie podczas tego zaćmienia znacznie więcej danych niż podczas wszystkich poprzednich zaćmień. Dotyczy to precyzyjnej fotometrii wielobarwnej, obserwacji w nieoptycznych zakresach widma promieniowania elektromagnetycznego oraz obserwacji interferometrycznych. Dane te pozwolą lepiej zrozumieć, jak naprawdę wygląda ten układ i co się w nim dzieje.

Obserwacje ε Aur idealnie nadają dla wszystkich miłośników astronomii, niezależnie od tego, czy dysponują jakimkolwiek sprzętem czy nie. Oceny jasności mogą być z powodzeniem wykonywane gołym okiem. W tym celu proponuję na gwiazdy porównania wybrać η i ζ Aur. η Aur ma jasność wizualną 3,2 mag. a ζ Aur 3,7 mag. (ζ Aur jest również interesującym układem zaćmieniowym o okresie 2,66 lat, ale najbliższe zaćmienie będzie miała już po zaćmieniu ε Aur i może z powodzeniem być gwiazdą porównania). Różnica jasności pomiędzy tymi gwiazdami porównania, wynosząca 0,5 mag., stanowi bazę, do której będziemy odnosić różnice jasności pomiędzy jasnością ε Aur a jasnością jednej lub drugiej gwiazdy porównania. W tak przygotowanym „fotometrze wizualnym” można wykonywać, po uzyskaniu pewnej wprawy, oceny jasności z dokładnością ~0,1 mag., o ile będziemy w stanie w myśli podzielić różnicę bazową na pięć części.

Obserwację wykonujemy następująco:

— Koncentrujemy wzrok na pierwszej gwieździe porównania, następnie na drugiej i zapamiętujemy różnicę jasności pomiędzy nimi. Jeżeli trzeba, przenosimy wzrok z jednej gwiazdy na drugą kilka razy, pamiętając, by patrzeć na gwiazdę na wprost i nigdy na obie gwiazdy jednocześnie.

— Tak samo porównujemy ε Aur z gwiazdami porównania.

— Jeżeli ε Aur okazała się być jaśniejszą od η Aur, to oceniamy, jaką część różnicy bazowej (pomiędzy gwiazdami porównania) stanowi różnica jasności pomiędzy ε i η Aur. Jeżeli jest to np. 2/5 różnicy bazowej, czyli 0,2 mag., to ε Aur przypiszemy jasność 3,0 mag.

— Jeżeli jasności ε Aur nie potrafimy odróżnić od jasności η Aur, to przypiszemy jej jasność 3,2 mag.

— Jeżeli ε Aur okazała się być słabszą od η Aur a jaśniejszą od ζ Aur, to oceniamy, jaką część różnicy bazowej (pomiędzy gwiazdami porównania) stanowi różnica jasności pomiędzy ε i η Aur. Jeżeli jest to np. 3/5 różnicy bazowej, czyli 0,3 mag., to ε Aur przypiszemy jasność 3,5 mag.

— Jeżeli jasności ε Aur nie potrafimy odróżnić od jasności ζ Aur, to przypiszemy jej jasność 3,7 mag.

— Jeżeli ε Aur okazała się być słabszą od ζ Aur, to oceniamy, jaką część różnicy bazowej (pomiędzy gwiazdami porównania) stanowi różnica jasności pomiędzy ε i ζ Aur. Jeżeli jest to np. 1/5 różnicy bazowej, czyli 0,1 mag., to ε Aur przypiszemy jasność 3,8 mag.

— Zapisujemy czas (uniwersalny) wykonania obserwacji (data, godzina, minuta) oraz ewentualne uwagi o warunkach, w jakich była wykonywana (Księżyc w pobliżu pełni, lekkie zachmurzenie, mgła, duże zaświetlenie nieba itp.).

W ten sposób, wykonując systematycznie obserwacje (wystarczy obserwować nie częściej niż raz w tygodniu, ale gdyby okazało się, że w ostatniej fazie zaćmienia jasność rośnie szybko, to obserwować należy częściej), można będzie wykreślić własną krzywą zmian jasności podczas zaćmienia. Obserwacje można wysłać do światowej bazy AAVSO (Amerykańskie Towarzystwo Obserwatorów Gwiazd Zmiennych), a także do bazy SOGZ-PTMA (na adres:sswdob@poczta.onet.pl).

Grupa polskich miłośników gwiazd zmiennych, wysyłająca obserwacje do bazy SOGZ-PTMA, wykonała już obserwacje w całym sezonie przedzaćmieniowym. Przedstawia je poniższy wykres.

Zachęcam wszystkich miłośników astronomii do zainteresowania się tym unikalnym zjawiskiem i włączenia się do jego obserwacji. Dla zainteresowanych polecam materiały, które można znaleźć na stronach www pod linkami:

http://www.hposoft.com/Campaign09.html — strona międzynarodowej akcji obserwacyjnej ε Aur,

http://www.aavso.org/vstar/vsots/eps_aur.shtml — artykuł na stronach AAVSO,

http://www.aavso.org/aavso/iya.shtml#blog — projekt obserwacyjny AAVSO w ramach Międzynarodowego Roku Astronomii 2009,

http://sogz-ptma.astronomia.pl/ — strona SOGZ-PTMA.

Stanisław Świerczyński
PTMA Kraków-Dobczyce
(Źródło: „Urania — PA” nr 4/2009)