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

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).
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).
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 !!