Ολοκληρώνοντας τη «μεταφορά»!

Αν και η ίδρυση του παρόντος ιστότοπου έγινε το Νοέμβριο του 2013, μόλις τώρα (Μάρτιος του 2014) είμαστε σε θέση να πούμε ότι όλο το αρχικό υλικό έχει μεταφερθεί πια εδώ. Επιπλέον, προσθέσαμε σχετικό υλικό από παρουσιάσεις και εργασίες που δεν ήταν διαθέσιμο προηγουμένως.

Θα συνεχίσουμε με την καλύτερη οργάνωση και παρουσίαση του υλικού καθώς και επιπλέον πληροφορίες σχετικά με το σύστημα του ε Ηνίοχου.

Αποτελέσματα προγράμματος

Αρκετό διάστημα πέρασε από την τελευταία ανακοίνωση και αυτό οφείλεται στον απαιτούμενο χρόνο που χρειαστήκαμε για τη συγκέντρωση των παρατηρήσεων, την ανάλυσή τους και τη συγγραφή τους σε μια τελική αναφορά/δημοσίευση. Με αφορμή την επίσημη ανακοίνωση του τεύχους της AAVSO αφιερωμένου στο ε Ηνίοχου (τόμος 40, τεύχος 2, 21 Δεκεμβρίου 2012) είμαστε στην ευχάριστη θέση να παρουσιάσουμε τα τελικά αποτελέσματα του προγράμματος παρατήρησης του ε Ηνίοχου από την Ελλάδα.

Η εξέλιξη της έκλειψης του ε Ηνίοχου από ελληνικές παρατηρήσεις.

Η εξέλιξη της έκλειψης του ε Ηνίοχου από ελληνικές παρατηρήσεις.

Οι αρχικοί στόχοι του προγράμματος ήταν: «να συγκεντρωθούν όσες παρατηρήσεις πραγματοποιηθούν από την Ελλάδα ώστε να εξαχθεί μια καμπύλη φωτός (light curve) που να παρουσιάζει την συμπεριφορά του άστρου, δίνοντας ταυτόχρονα την ευκαιρία και την εμπειρία στους ερασιτέχνες να συμβάλλουν ουσιαστικά στην επιστήμη της Αστρονομίας, προωθώντας τες στην ΑΑVSO, όπου συγκεντρώνονται παρατηρήσεις από όλο τον κόσμο». Δεν καταφέραμε μόνο να πετύχουμε τους στόχους μας αλλά να πάμε πολλά βήματα πέρα από αυτούς. Πιο αναλυτικά:

  • Συγκεντρώσαμε 413 (302 οπτικές, 95 CCD, 11 DSLR, 5 φασματοσκοπικές) παρατηρήσεις από την Ελλάδα ή/και Έλληνες παρατηρητές.
  • Καταγράψαμε πλήρως την καμπύλη φωτός (light curve) του ε Ηνίοχου κατά την διάρκεια της έκλειψης 2009-2011.
  • Αναλύσαμε, στο βαθμό που ήταν δυνατό, τις παρατηρήσεις αυτές και εξάγαμε συμπεράσματα σε συμφωνία με προηγούμενες μελέτες.
  • Όλες οι παρατηρήσεις προωθήθηκαν στη βάση δεδομένων της AAVSO.
  • Ασχοληθήκαμε με την ανάπτυξη και άλλων τεχνικών παρατήρησης (CCD, DSLR, φασματοσκοπία).
  • Ενημερώσαμε την ελληνική κοινότητα μέσα από ένα πλήθος δραστηριοτήτων (αφιερωμένη σελίδα, άρθρα, ομιλίες, εργαστήρια).

Εξετάζοντας τις παρατηρήσεις αυτές καταφέραμε να εξάγουμε κάποια χρήσιμα συμπεράσματα. Η μεταβολή της φωτεινότητας του συστήματος έπεσε από το ~3.0 στο ~3.8 (1η με 2η επαφή, ingress), μέσα σε 131 ± 21 μέρες, σε συμφωνία με τους Carroll et al. (1991). Εκτιμήσαμε σαν μέρα πρώτης επαφής την MJD 55087 ± 15 μέρες (12 Αυγούστου 2009) εντός της αναμενόμενης χρονικής περιόδου, και την έξοδο από την έκλειψη (4η επαφή) να έχει πραγματοποιηθεί την MJD 55797 ± 15 μέρες (23 Αυγούστου 2011). Η διάρκεια όλης της έκλειψης 2009-2011 βρέθηκε 710 ± 21 μέρες, σε συμφωνία εντός σφαλμάτων με τις προηγούμενες εκλείψεις (Carroll et al. 1991). Παρόλο που δεν μπορούμε να επιβεβαιώσουμε την αύξηση της φωτεινότητας στο μέσο της έκλειψης (mid-eclipse brightening) από τις οπτικές παρατηρήσεις, οι ψηφιακές (CCD/DSLR) παρουσιάζουν μια πιθανή ένδειξη. Επιπλέον, σε αυτές είναι εμφανείς οι ταλαντώσεις 0.07 μεγεθών, που έχουν παρατηρηθεί και αλλού (Hopkins et al. 2008; Kim 2008). Τέλος, παρουσιάζουμε τις προσπάθειες μας για φασματοσκοπικές παρατηρήσεις στις οποίες μπορέσαμε να ταυτοποιήσουμε μια σειρά από γραμμές (NaI Doublet λλ5890,5896, SiII λλ6347,6371, και αρκετές γραμμές FeI και FeII; Barsony et al. 1986, Chadima et al. 2011).

Να ευχαριστήσουμε όλους όσους πρόσφεραν τις παρατηρήσεις τους στο πρόγραμμα. Πιο αναλυτικάτα οι παρατηρητές και ο αριθμός των οπτικών εκτιμήσεών τους (μέσα σε παρένθεση παρατηρήσεις με άλλες μεθόδους):

Όνομα Οπτικές παρατηρήσεις Άλλες παρατηρήσεις
Δούβρης Αθανάσιος 1
Φλεμοτόμος Νίκος 1
Γεωργαλάς Βύρων 1
Γκιώνης Δημήτρης 5 2 DSLR
Καρδάσης Μάνος 44 7 DSLR
Κοτταρίδης Παναγιώτης 5
Κρίκης Μανώλης 1
Μανούσος Δημήτρης 4
Μαράκη Ελένη 1
Μαραβέλιας Γρηγόρης 64 1 φάσμα
Ντόβολος Σεραφείμ 1
Πανουράκης Κώστας 1
Πάσχος Δημήτρης 1
Στεφανόπουλος Γιώργος 41
Στρίκης Ιάκωβος-Μάριος 106 2 DSLR
95 CCD
4 φάσματα
Τακούδης Βασίλης 1
Τσουλουχά Ανδρομάχη 2
Βακαλόπουλος Λευτέρης 1
Βυθούλκας Γιώργος 19
Βουτυράς Γιώργος 1
Βουτυράς Ορφέας 1

Περισσότερα μπορείτε να βρείτε στην ίδια την εργασία (Grigoris Maravelias, Emmanuel Kardasis, Iakovos-Marios Strikis, Byron Georgalas, Maria Koutoulaki, «Report From the epsilon Aurigae Campaign in Greece», JAAVSO, 40, p 679).

Τέλος του παρατηρησιακού προγράμματος

Με την νέα χρονιά σηματοδοτήθηκε πρακτικά και το τέλος της εκστρατείας παρατήρησης του ε Ηνίοχου. Στην φάση αυτή ακολουθεί η συγκέντρωση όλων των παρατηρήσεων (για αυτό … και η καθυστέρηση της ανανέωσης του διαγράμματος!) και η συγγραφή ενός άρθρου-αναφορά για το όλο πρόγραμμα. Φυσικά οποιεσδήποτε προσθήκες σχετικά με αυτό το σύστημα θα τις βρίσκετε εδώ!

Όσοι έχουν παρατηρήσεις του συστήματος, τις οποίες δεν μας έχουν στείλει και φυσικά επιθυμούν να το κάνουν, μπορούν να μας τις στείλουν στο mail: eps-aur ΑΤ hellas-astro.gr (αντικαθιστώντας το ΑΤ και τα κενά με το σύμβολο @).

Φυσικά να ευχαριστήσουμε όλους όσους μέχρι στιμής συνείσφεραν με τις παρατηρήσεις τους!

Τέλος έκλειψης;

Κατά το τελευταίο χρονικό διάστημα η παρατήρηση του ε Ηνίοχου δεν ήταν ευνοϊκή λόγω της δυσκολίας που υπήρχε στο να παρατηρηθεί το σύστημα (αρκετά χαμηλά πριν τον Ιούνιο, πίσω από τον Ήλιο στην συνέχεια και αρκετά νωρίς το πρωί μετά τον Ιούλιο). Ωστόσο παρατηρήσεις από μέλη του ΣΕΑ υπάρχουν και στο επόμενο διάστημα θα ανανεωθεί και το γράφημα. Παρατηρήσεις που κατατέθηκαν στην AAVSO/CitizenSky δείχνουν ότι μετά τα μέσα Ιουλίου το σύστημα επέστρεψε στο 3.02, γεγονός που σηματοδοτεί το τέλος της έκλειψης. Ωστόσο το πρόγραμμα θα τρέξει μέχρι το τέλος του χρόνου και στην συνέχεια ο ΣΕΑ θα συγκεντρώσει όλες τις παρατηρήσεις για να γίνει η απαραίτητη επεξεργασία και ανάλυση με σκοπό μια δημοσίευση σε ένα τεύχος της AAVSO αποκλειστικά αφιερωμένο στο ε Ηνίοχου.

Μια ενδιαφέρουσα τελευταία είδηση αποτελεί μια πρόταση για ένα εναλλακτικό μοντέλο του δίσκου (Jan Budaj 2011). Σε αυτό το μοντέλο ο δίσκος είναι μια σύνθεση από έναν εσωτερικό δίσκο οπτικά παχύ (δεν επιτρέπει το φως να περάσει από μέσα του εύκολα) και έναν εξωτερικό δίσκο οπτικά λεπτό, με τους δύο δίσκους να είναι στο επίπεδο της τροχιάς που τους βλέπουμε σε «κόψη» (edge-on). Τα σωματίδια σκόνης, που υπάρχουν στους δίσκους, σκεδάζουν το φως αλλά έχοντας μια συγκεκριμμένη κατεύθυνση. Έτσι είναι δυνατό να εξηγηθεί η αύξηση της φαινόμενης λαμπρότητας τους συστήματος στην μέση της έκλειψης αν η σκέδαση αυτή από τα σωματίδια έχει ακριβώς την διεύθυνση παρατήρησής μας (κάτι το οποίο μπορεί να επαναλαμβάνεται σε κάθε έκλειψη θυμίζοντας το φως ενός φάρου). Επιπλέον, λόγω της γεωμετρίας των δίσκων είναι πιθανό να είναι πιο εύκολο να περάσει το φως μέσα από τους δίσκους αυτούς όταν είμαστε στο μέσο της έκλειψης (λιγότερο πάχος υλικού παρεμβάλλεται ανάμεσα στο άστρο και σε εμάς) απ’ ότι στις άλλες φάσεις όπου υπάρχει περισσότερο υλικό. Η τελευταία πρόταση θα μπορούσε να ισχύει ανεξάρτητα από το αν έχουμε σωματίδια σκόνης ή απλά αέριο. Η εξήγηση αυτή ουσιαστικά αφαιρεί την ανάγκη ύπαρξης μιας τρύπας στην μέση του δίσκου (με σενάρια που αναφέρονται στην ύπαρξη ενός πλανήτη ή ζευγαριού καινούργιων άστρων τύπου Β). Οπότε έχει αρκετό ενδιαφέρον να παρακολουθήσουμε ποιες ιδέες ακόμη θα γεννηθούν για να εξηγήσουν αυτό το σύστημα.

3η επαφή

Ο άσχημος καιρός για μεγάλο διάστημα δεν βοήθησε στο να μαζευτούν πολλές παρατηρήσεις. Ωστόσο η κάλυψη συνεχίζεται κανονικά και σήμερα αναμένεται, σύμφωνα με τις προβλέψεις, ότι το σύστημα διέρχεται από την 3η επαφή που σημαίνει ότι αρχίζει να βγαίνει από την ολικότητα. Αυτό, κατ’επέκταση, σημαίνει ότι το σύστημα θα αρχίσει να γίνεται πιο φωτεινό μέχρι το μέγιστό του (στο 3.2) όπου και θα παραμείνει για τα επόμενα… 27 χρόνια! Η διαδικασία εξόδου – egress (3η σε 4η επαφή) είναι πιο σύντομη από την διαδικασία εισόδου – ingress (1η σε 2η επαφή) στην ολικότητα και μάλιστα με διπλάσιο ρυθμό σχεδόν (ingress ~135 days / egress ~65 ιστορικά)!. Οπότε δεν μένει πολύ χρόνος πριν την ολοκληρωτική επιστροφή του ε Ηνίοχου στην σταθερότητα (εξαιρούμε τις ταλαντώσεις εκτός έκλειψης – ΟΟΕ) κάτι που αναμένεται να συμβεί μέχρι τα μέσα Μαΐου, αν και μπορεί να συμβεί και νωρίτερα αν λάβουμε υπόψην μας το γεγονός ότι οι χρόνοι δείχνουν να συμπιέζονται καθώς περνάμε από έκλειψη σε έκλειψη.

Καλό είναι να εκμεταλλευτούμε το άνοιγμα του καιρού μέχρι τότε … καλές παρατηρήσεις !

Ανανέωση

Αρκετό καιρό μετά την τελευταία μας ανανέωση επιστρέφουμε με ένα νέο διάγραμμα του άστρου μας στο οποίο φαίνονται οι οπτικές και CCD/DSLR παρατηρήσεις των μελών και μή του ΣΕΑ (δείτε επίσης ένα συνολικό διάγραμμα από την παγκόσμια καμπάνια). Η συλλογή δεδομένων συνεχίζεται γιατί η έκλειψη δεν έχει τελειώσει αν και μπαίνουμε φυσικά στην τελική ευθεία για την έξοδο, η οποία όπως φαίνεται από προηγούμενες εκλείψεις είναι πιο γρήγορο φαινόμενο.

101216_obs

Το ε Ηνίοχου είναι πλέον πολύ εύκολα παρατηρήσιμο και νωρίς το βράδυ οπότε μην χάσετε την τελευταία ευκαιρία να το δείτε να μεταβάλλεται και να βγαίνει από το ελάχιστο. Η επόμενη έκλειψη θα ξεκινήσει το …2037!!

Εικόνες του δίσκου

Από πέρυσι τον Σεπτέμβρη το ε Ηνίοχου μπήκε στην διαδικασία της έκλειψης και από τον Γενάρη περίπου βρισκόμαστε στην ολικότητα. Αν και η ολικότητα γενικά εμφανίζεται σαν μια σταθερή κατάσταση όπου τα άστρα βρίσκονται στο ελάχιστό τους, δεν συμβαίνει το ίδιο και με το ε Ηνίοχου. Όπως φάνηκε και σε προηγούμενες εκλείψεις το σύστημα εμφανίζει μια αύξηση μεγέθους κατά την διάρκεια της ολικότητας, με την αύξηση αυτή να μεγαλώνει όλο και περισσότερο. Αυτό αποτελεί και ένα από τα μυστήρια του ε Ηνίοχου και υπήρξε αφορμή για την γέννεση θεωριών που σχετίζονται με την ύπαρξη ενός δίσκου υλικού με κάποια τρύπα στην μέση ή κάποιες περιοχές διαφορετικής διαπερατότητας. Τελευταία (B. Kloppenborg et al, Nature, “Ifrared images og the transiting disk in the ε Aurigae system”, vol 464, 2010 ), παρατηρήσεις με συμβολομετρικές μεθόδους, απεικονίζουν αυτόν τον δίσκο.

Θα παρατηρήσουμε και σε αυτή την έκλειψη αύξηση κατά την διάρκεια της ολικότητας και πόσο; Ένα ανοικτό ερώτημα που θα παρατηρήσουμε αν συμβεί καθώς το ε Ηνίοχου παρέμενε πίσω από τον Ήλιο για το μεγαλύτερο διάστημα του Ιουνίου. Τώρα πλέον μπορούμε να το δούμε στον πρωινό ουρανό, αν και είναι χαμηλά με αποτέλεσμα να επηρεάζει σημαντικά τις παρατηρήσεις. Οι πρώτες παρατηρήσεις μελών του ΣΕΑ φαίνεται να το εκτιμούν πιο λαμπρό απ’ ότι τα αφήσαμε το Μάιο (3.7 – 3.6 από το 3.8). Ισχύει αυτό ή επηρεαζόμαστε από το γεγονός ότι είναι χαμηλά στον ορίζοντα; Η γενικότερη τάση είναι ότι βρίσκεται ακόμα στην ολικότητα αν και η 4η Αυγούστου αποτελεί θεωρητικά την ημερομηνία μεγιστοποίησης της ενδιάμεσης αύξησης λαμπρότητας.

Είναι αυτή η αναμενόμενη αύξηση λαμπρότητας ή θα καθυστερήσει αυτή; Δεν μένει παρά να δούμε τι θα συμβεί.

100804_obs

Ανανέωση

Αν και έχει περάσει αρκετό διάστημα από την τελευταία ανανέωση αυτό δεν σημαίνει ότι το άστρο είναι ανενεργό, αλλά αντίθετα, ίσως, υπάρχουν τόσα νέα πράγματα που δεν έχουμε προλάβει να τα επεξεργαστούμε όλα (μαζί βέβαια και με παράγοντες που μας κρατάνε λίγο πίσω)!

100527_obs

Πρώτα απ’ όλα, όπως φαίνεται στο διάγραμμα, συμπεριλαμβάνονται επιπλέον και ψηφιακές παρατηρήσεις με DSLR/CCD κάμερες. Σημαντική δουλειά πραγματοποιήθηκε στα πλαίσια της αντίστοιχης ομάδας στο CitizenSky.org ( DSLR Documentation & Reduction team και αναλυτικοί οδηγοί παρατήρησης & επεξεργασίας) με την συνεισφορά του ΣΕΑ (Μαραβέλιας Γρηγόρης) κυρίως στο κομμάτι του IRIS, ενός ελεύθερου προγράμματος επεξεργασίας. Σημαντικός πρωταγωνιστής στις ψηφιακές παρατηρήσεις είναι ο Ιάκωβος-Μάριος Στρίκης (ΣΕΑ-ΣΕΑΘ) που αποτελεί και επίσημο μέλος του διεθνού δικτύου παρατήρησης με ψηφιακά μέσα του ε Ηνίοχου (International Epsilon Aurigae Campaign 2009) και οι παρατηρήσεις του οποίου συμεριλαμβάνονται στην εργασία του Jeff Hopkins (Hopkins Phoenix Observatory) για το ετήσιο συνέδριο της Society for Astronomical Sciences 2010. Ωστόσο, υπάρχουν επιπλέον συμμετοχές από τους Δημήτρη Γκιώνη (ΣΕΑ) και Μάνο Καρδάση (ΣΕΑ), με μία συνεχή προσπάθεια να αυξηθούν τόσο οι παρατηρήσεις όσο και οι παρατηρητές.

Επιπλέον, είναι και οι οπτικοί παρατηρητές: Ανδρομάχη Τσουλουχά, Θοδωρής Δούβρης (ΑΕΣΔ), Έλενα Μαράκη και ο Γιώργος Στεφανόπουλος (ΒΑΑ,AAVSO). οι παρατηρήσεις καλύπτουν ένα μεγάλο μέρος και μόνο τελευταία δεν υπάρχουν αρκετές, κυρίως λόγω του ότι το ε Ηνίοχου κινείται όλο και πιο χαμηλά και δύει όλο και πιο νωρίς. Αυτό έχει σαν αποτέλεσμα να μην υπάρχουν αρκετές ευκαιρίες για παρατήρηση και αν συνδυαστεί και με λίγο κακό καιρό χάνονται πολύτιμες ευκαιρίες. Επίσης το σχεδόν σταθερό μέγεθος για τους οπτικές παρατηρητές ίσως τους αποθάρρυνε από την συστηματική παρατήρηση σε αντίθεση με του ψηφιακούς παρατηρητές που μπορούν να εντοπίσουν τις μεταβολές της τάξης του 0.1 μεγέθους που έχει το σύστημα.

Ωστόσο, όπως ανακοινώθηκε πρόσφατα και στο CitizenSky.org έχει ξεκινήσει να γίνεται πιο λαμπρό το σύστημα καθώς οδηγούμαστε προς το προς το μισό της έκλειψης που αναμένεται στις αρχές Αυγούστου και εικάζεται ότι οφείλεται σε μια «τρύπα» (είτε φυσική είτε περιοχή με υλικό μεγαλύτερης διαπερατότητας). Έτσι κρίνεται σημαντικό να παρατηρήσουμε όσο προλαβαίνουμε ακόμη τις επόμενες μέρες μια και σίγουρα μετά την επαναφορά του ε Ηνίοχου στο νυχτερινό ουρανό θα δούμε κάτι διαφορετικό.

Τέλος, αξίζει να αναφερθεί αν και αρκετά καθυστερημένα, η αναφορά του Βήματος (ΒήμαScience, 17/1/2010) στο ε Ηνίοχου και στο πρόγραμμα παρατήρησης του ΣΕΑ.

Καθαρούς ουρανούς!

Νέα δεδομένα !

Ο καινούργιος χρόνος φέρνει πραγματικά καινούργια στοιχεία για την εξέλιξη της έκλειψης του ε Ηνίοχου και νέα σημεία στα διαγράμματά μας.

100122_obs 100122_obs_detailed

Πλέον βρισκόμαστε μέσα στην ολικότητα καθώς στο σύστημά μας ο δίσκος καλύπτει πλήρως την διάμετρο 1.5 AU του αστέρα F0, μειώνοντας την φωτεινότητα του συστήματος στο ελάχιστο μέγεθος του κοντά στο 3.8. Για τον επόμενο χρόνο ουσιαστικά θα είμαστε στην ολικότητα αλλά αυτό δεν σημαίνει ότι η φωτεινότητα θα παραμείνει σταθερή. Κάθε άλλο μάλιστα, μια και στις τελευταίες εκλείψεις το σύστημα παρουσιάζει μια αύξηση του μεγέθους κατά την διάρκεια της ολικότητας, που δείχνει να αυξάνει σε κάθε έκλειψη. Η αύξηση αυτή αποδίδεται σε μια τρύπα στον δίσκο, που λόγω της κλίσης του δίσκου σε σχέση με την ευθεία παρατήρησής μας επιτρέπει περισσότερο φως από το άστρο F0 να περάσει. Αν ξεκινήσει να αυξάνει η φωτεινότητά του πότε θα γίνει; Και άραγε πόσο θα αυξηθεί αυτή; Έτσι είναι σημαντικό να συνεχίσουμε να παρατηρούμε το σύστημα, καθώς οι συστηματικές παρατηρήσεις μπορούν να προσφέρουν περαιτέρω πληροφορίες για την μορφή του δίσκου, από μικρομεταβολές της φωτεινότητας. Εκτός αυτού οι χρόνοι εισόδου και εξόδου από την έκλειψη είναι διαφορετικοί, με την έξοδο από την έκλειψη να είναι πιο γρήγορη, οπότε θα πρέπει να είμαστε σε εγρήγορση.

Όμως, πως προκύπτει όλο αυτό το σύστημα; Μια ερώτηση που μένει αναπάντηση ακόμα (ιδιαίτερο ενδιαφέρον έχει μια ιστορική ανασκόπηση του Brian Kloppenborg). Ωστόσο μια τελευταία μελέτη του συστήματος του ε Ηνίοχου με το διαστημικό τηλεσκόπιο Spitzer (Hoard, Howell & Stencel, Astroph Journal, 2010, submitted) συνδυασμένη με παλιότερες παρατηρήσες στο υπεριώδες, οπτικό και υπέρυθρο μέρος του φάσματος φαίνεται να ρίχνει περισσότερο φως στο μυστήριο αυτό. (Δείτε επιπλέον το σχετικό άρθρο στο Sky&Telescope.)

Σήμερα υπάρχουν δύο μοντέλα, μεγάλης και μικρής μάζας, που καταφέρνουν να εξηγήσουν, κατά μέρος μόνο το καθένα, τα παρατηρούμενα δεδομένα. Τα δύο μοντέλα με διαφορετικές μάζες προκύπτουν από το γεγονός ότι παρατηρησιακά μπορεί να προσδιοριστεί μόνο ο λόγος των δύο μαζών και όχι κάποια από τις δύο, καθώς υπάρχει μεγάλη απόκλιση στον προσδιορισμό της απόστασης του συστήματος (~625 +/- 453 pc).
Στο μοντέλο υψηλής μάζας ο υπεργίγαντας θεωρείται ένα νέο, φασματικού τύπου F0 άστρο με μάζα ~15Μο (Μο = ηλιακή μάζα) και ακτίνα ~200Rο (Ro = ακτίνα Ηλίου) ενώ ο δίσκος μάζα ~13,7Μο και ακτίνα ~2000Rο. Ο δίσκος θεωρείται ένας νέος πρωτο-πλανητικός ή πρωτο-αστρικός δίσκος, ασυνήθιστο για διπλά συστήματα στα οποία τέτοιοι δίσκοι είναι αποτέλεσμα μεταφοράς μάζας. Στο μοντέλο χαμηλής μάζας ο υπεργίγαντας δεν θεωρείται νέο άστρο μεγάλης μάζας αλλά άστρο μάζας ~1Μο που έχει εξελιχθεί πέρα από τον ασυμπτωτικό κλάδο γιγάντων σχηματίζοντας ταυτόχρονα ένα πρωτο-πλανητικό νεφέλωμα. Σε αυτό ο δίσκος έχει μάζα ~5Μο και ακτίνα ~7,0Rο.

Κάθε μοντέλο όμως έχει και προβλήματα. Για παράδειγμα, η μεγάλη μάζα και η μικρή λαμπρότητα του δίσκου είναι ένα πρόβλημα για το μοντέλο υψηλής μάζας. Αυτό οδήγησε στην θεώρηση του μοντέλου χαμηλής μάζας, το οποίο όμως αποτυγχάνει να εξηγήσει τον υπεργίγαντα που δείχνει ένα φυσιολογικό άστρο F0 Πληθυσμού Ι (όπως προκύπτει στο μοντέλο υψηλής μάζας). Επιπλέον, στο μοντέλο χαμηλής μάζας η εξέλιξη ενός άστρου πέρα από τον ασυμπτωτικό κλάδο γιγάντων σημαίνει ότι έχει υπάρξει κάποιο βίαιο επεισόδιο με απώλεια μάζας. Άρα, θα πρέπει ο υπεργίγαντας να ήταν ακόμη πιο λαμπρός στο παρελθόν κάτι που δεν επιβεβαιώνεται από χάρτες των τελευταίων 2000 ετών. Βέβαια μπορεί κάποιο γεγονός να συνέβη χωρίς να τύχει να καταγραφεί ή να συνέβη αρκετά πριν από τις πρώτες καταγραφές. Επιπλέον ο χαμηλός λόγος 12C/13C είναι χαρακτηριστός των αστέρων που ανήκουν στον ασυμπτωτικό κλάδο γιγάντων. (Στοιχεία από Carroll et al 1991.)

Το μοντέλο υψηλής μάζας όπως περιγράφεται από τους Carroll et al. 1991, στο οποίο ο υπεργίγαντας είναι ένα κανονικό άστρο τύπου F0. Η εικόνα δεν αλλάζει πολύ για το μοντέλο χαμηλής μάζας, αλλά μικραίνουν τα νούμερα. Ο υπεργίγαντας τότε είναι άστρο που έχει εξελιχθεί πέρα από τον ασυμπτωτικό κλάδο γιγάντων με μάζα ~1MO και ο δίσκος ~5ΜΟ. Ταυτόχρονα μικραίνει η ακτίνα του (~7,0RO) και η τροχιά (α=17 AU).

Το μοντέλο υψηλής μάζας όπως περιγράφεται από τους Carroll et al. 1991, στο οποίο ο υπεργίγαντας είναι ένα κανονικό άστρο τύπου F0. Η εικόνα δεν αλλάζει πολύ για το μοντέλο χαμηλής μάζας, αλλά μικραίνουν τα νούμερα. Ο υπεργίγαντας τότε είναι άστρο που έχει εξελιχθεί πέρα από τον ασυμπτωτικό κλάδο γιγάντων με μάζα ~1MO και ο δίσκος ~5ΜΟ. Ταυτόχρονα μικραίνει η ακτίνα του (~7,0RO) και η τροχιά (α=17 AU).

Τα τελευταία χρόνια το μοντέλο μεγάλης μάζας έδειχνε πιο πειστικό μια και τα χαρακτηριστικά του άστρου F0 είναι πολύ έντονα. Αυτό μέχρι τις παρατηρήσεις με το Spitzer, όπου τα δεδομένα ανατρέπονται! Πρώτα απ’ολα επιβεβαιώνεται η ύπαρξη δίσκου που όμως δεν αποτελείται από την συνηθισμένη μεσοαστρική σκόνη αλλά από μεγαλύτερα σωματίδια (σαν κόκκους άμμου). Επιπλέον μετρήθηκε η ακτίνα του δίσκου κοντά στις 4 AU (AU = αστρονομική μονάδα, δηλαδή η απόσταση Ήλιου-Γης), το πάχος του 0.5 AU και η μάζα του <1Μο συνολικά. Παρατηρήσεις στο βαθύ υπεριώδες φανερώνουν στο κέντρο του δίσκου ένα νάνο αστέρα φασματικού τύπου Β (θερμοκρασίας 15000Κ) και μάζας 5.9Μο. Άλλοι συνδυασμοί (κυρίως διπλού συστήματος) δεν μπορούσαν να εξηγήσουν τα δεδομένα. Επιπλέον, λαμβάνοντας υπόψην την απόσταση (625pc), την κλίση (89 μοίρες) και την απόσταση μεταξύ του άστρου F0 και δίσκου (18-20AU) υπολογίστηκε ότι η μάζα του άστρου F0 είναι μόλις 2-3Μο. Αυτή η μάζα και η συνολική κατάσταση του συστήματος είναι εκτός του μοντέλου μεγάλης μάζας και παραπέμπει περισσότερο σε ένα γηρασμένο άστρο το οποίο έχει εξελιχθεί πέρα από τον ασυμπτωτικό κλάδο γιγάντων, σε ένα στάδιο εξέλιξης των άστρων που δεν είναι αρκετά μελετημένο και παρατηρήσιμο.

Πίνακας νέων χαρακτηριστκών του ε Ηνίοχου από τους Hoard, Howell & Stencel, ApJ, 2010 (υπό έκδοση).

Πίνακας νέων χαρακτηριστκών του ε Ηνίοχου από τους Hoard, Howell & Stencel, ApJ, 2010 (υπό έκδοση).

Αυτό φυσικά δεν αποτελεί και πλήρη λύση του μυστηρίου για το ε Ηνίοχου. Πολύ περισσότερο, πολλές παλιές και νέες ερωτήσεις παραμένου. Πως δημιουργήθηκε αυτός ο τεράστιος δίσκος, με σχετικά μεγάλα σωματίδια και αρκετή μάζα; Και φυσικά πόσο είναι αυτή ακριβώς; Ποια διαδικασία είναι υπεύθυνη για τις ταλαντώσεις φωτεινότητας (της τάξης του 0.1 μεγέθους) εκτός συστήματος; Τι είναι μέσα στο κέντρο του δίσκου; Είναι πραγματική η αύξηση του φωτός κατά την διάρκεια της έκλειψης; (περισσότερες ερωτήσεις και συζήτηση στο forum του CitizenSky.org)

Ανεξάρτητα λοιπόν από τις παρατηρήσεις που γίνονται από μεγάλα τηλεσκόπια οι οπτικές παρατηρήσεις από όλους μας συνεχίζουν να είναι πολύ σημαντικές, ιδιαίτερα τώρα που ο καιρός είναι ασταθής και δεν ευννοεί τις παρατηρήσεις εύκολα. Και φυσικά μπορείτε να τις στέλνετε ελεύθερα στο mail: eps-aur @hellas-astro.gr (χωρίς κενό)

Καλές παρατηρήσεις !!