Епсилон Кочијаш

**Ипсилон Кочијаш** (**ε Aurigae**, скратено **Epsilon Aur**, **ε Aur**) — повеќекратен ѕвезден систем во северното соѕвездие Кочијаш. Тоа е необичен бинарен систем за затемнување кој се состои од суперџинот F0 (официјално наречен **Almaaz** , традиционалното име за системот) и придружник кој е општо прифатено дека е огромен темен диск кој орбитира околу непознат објект, веројатно бинарен систем од две мали ѕвезди од типот Б. Растојанието до системот сè уште е предмет на дебата, но податоците од вселенското летало Гаја го покажуваат нејзиното растојание на околу  светлосни години од Земјата.

Ипсилон Кочијаш за прв пат била набљудувана како променлива ѕвезда кога германскиот астроном Јохан Хајнрих Фрич ја забележал во 1821 година. Подоцнежните набљудувања на Едуард Хајс и Фридрих Вилхелм Аргеландер ги зацврстиле првичните сомнежи на Фрич и го привлекле вниманието на ѕвездата. Меѓутоа, Ханс Лудендорф бил првиот што ја проучувал детално. Неговата работа открила дека системот е затемнувачка бинарна променлива, ѕвезда која се затемнува кога нејзиниот партнер ја замаглува нејзината светлина.

Отприлика на секои 27 години, осветленоста на Ипсилон Кочијаш паѓа од привидна ѕвездена величина од +2,92 на +3,83. Ова затемнување трае 640–730 дена. Покрај ова затемнување, системот има и ниска амплитудна пулсација со неконзистентен период од околу 66 дена.

Придружникот за затемнување на Ипсилон Кочијаш е предмет на многу дебати бидејќи телото не испушта толку светлина колку што се очекува за објект со неговата големина. Почнувајќи од 2008 година, најпопуларно прифатениот модел за овој придружнички објект е бинарен ѕвезден систем опкружен со масивен, непроѕирен остаточен диск; Оттогаш се отфрлени теориите кои шпекулирале дека телото е голема, полупроѕирна ѕвезда или црна дупка.

## Номенклатура
*ε Aurigae* (латинизирано во *Epsilon Aurigae*) претставува Бајеровата ознака на системот. Ја носи и *7 Aurigae* според Флемстидовото означување. Наведена е во неколку каталози со повеќе ѕвезди како ADS 3605 A, CCDM J05020+4350A и WDS J05020+4349A.

Ричард Хинкли Ален известил дека научникот од Оксфорд Томас Хајд го запишал традиционалното име *Алмааз* во неговиот превод од 1665 година на каталогот на Улугбег, кој ја идентификувал со арапското *ел Маʽаз* „коза“, што одговара на името на ѕвездата Капела (латински за „коза дадилка“). Аленовиот правопис одговара на множина المعز *al-maʽaz* „кози“. Ален, исто така, објавил дека средновековниот персиски астроном Закарија ел-Казвини ја препознавал како ел-*Анз*.  Птоломеј во *Алмагест* рекол дека ѕвездата го означува левиот лакт на кочија.

Во 2016 година, Меѓународниот астрономски сојуз организирал Работна група за имиња на ѕвезди (РГИЅ) за да ги каталогизира и стандардизира соодветните имиња за ѕвездите. За такви имиња што се однесуваат на членови на повеќе ѕвездени системи и каде што буквата на компонентата (од на пр. Вашингтонски каталог на двоѕвезди) не е експлицитно наведена, РГИЅ вели дека името треба да се сфати дека се припишува на најсветлата компонента според визуелната осветленост . РГИЅ го одобрил името *Almaaz* за најсветлата компонента на овој систем на 1 февруари 2017 година и денес името е вклучено во списокот со имиња на ѕвезди одобрени од Меѓународниот астрономски сојуз.

На кинески , (), што значи *Столбови*, се однесува на астеризам кој се состои од Ипсилон Кочијаш, Зета Кочијаш, Ета Кочијаш, Ни Кочијаш, Тау Кочијаш, Хи Кочијаш и 26 Кочијаш. Следствено, кинеското име за самиот Ипсилон Кочијаш е („Прва ѕвезда од столбовите“).

## Историја на набљудување
лево|мини| Светлосна крива AAVSO што го прикажува затемнувањето на Ипсилон Кочијаш во 2009-11 година
Иако ѕвездата е лесно видлива со голо око, набљудувањата на Јохан Фрич од 1821 година сугерирале дека тој бил првиот што забележал дека системот е променлив . На крајот, од 1842 до 1848 година, германскиот математичар Едуард Хајс и прускиот астроном Фридрих Вилхелм Аргеландер започнале да го набљудуваат еднаш на неколку години. Податоците и на Хејс и на Аргеландер откриле дека ѕвездата станала значително затемнета до 1847 година, привлекувајќи го целото внимание на двајцата мажи во тој момент. Ипсилон Кочијаш значително се осветлила и се вратила во „нормала“ до следниот септември. Како што привлекувала повеќе внимание, се собирале се повеќе и повеќе податоци. Набљудувачките податоци откриле дека Ипсилон Кочијаш не само што се менувала во текот на долг период, туку и доживеала краткорочни варијации во осветленоста. Подоцнежните затемнувања се случиле помеѓу 1874 и 1875 година и, речиси триесет години подоцна, помеѓу 1901 и 1902 година.

Ханс Лудендорф, кој исто така ја набљудувал Ипсилон Кочијаш, бил првиот што извршил детално проучување на ѕвездата. Во 1904 година, тој објавил во *Astronomische Nachrichten* статија со наслов *Untersuchungen über den Lichtwechsel von ε Aurigae* (Истражување на светлосните промени на Ипсилон Кочијаш), каде што сугерирал дека ѕвездата е алголска променлива ѕвезда и двојна.

Првата хипотеза, изнесена во 1937 година од астрономите Џерард Кајпер, Ото Струве и Бенгт Стремгрен, сугерирала дека Ипсилон Кочијаш е двоен ѕвезден систем кој содржи суперџин F2 и екстремно „полупроѕирна“ ѕвезда која целосно ќе го затемни својот придружник. Како и да е, ѕвездата што затемнува би ја распрснала светлината емитирана од нејзиниот затемнет придружник што ќе резултира со забележаното намалување на величината. Распрсканата светлина би била откриена на Земјата како ѕвезда видлива со голо око, иако оваа светлина би била значително затемнета. Во 1940 година, Сергеј Гапошкин дал проценка за полупречникот на полупроѕирната ѕвезда од редот од ~ , што би ја направило најголемата позната ѕвезда. Други проценки за радиусот на хипотетизираната ѕвезда биле дури  . Меѓутоа, во 1954 година, Гапошкин дал различни проценки за радиусите на посветлата и поголема компонента, на  за жолтиот суперџин (споредлив со HR 5171, кандидат за најголемата позната жолта хиперџиновска ѕвезда) и  за пробната потемна компонента.

Во 1961 година, италијанската астрофизичарка Маргерита Хек предложила дека секундарната е жешка ѕвезда опкружена со обвивка од материјал, која е одговорна за затемнувањето, откако го набљудувала затемнувањето во 1955-57 година.

Астрономот Су-Шу Хуанг објавил труд во 1965 година во кој ги навел дефектите на моделот Кипер-Струве-Стремгрен и предложил дека придружникот претставува голем диск. Роберт Вилсон, во 1971 година, предложил „среден отвор“ да лежи во дискот, можна причина за ненадејното осветлување на системот на средината на затемнувањето. Во 2005 година, системот бил забележан во ултравиолетово од Далечниот ултравиолетови спектроскопски истражувач (FUSE); бидејќи ѕвездениот систем не емитувал енергија со стапки карактеристични за објекти како што е двојниот систем на неутронската ѕвезда Шестар X-1 или бинарниот систем на црната дупка Лебед X-1, објектот што го зафаќа центарот на дискот не се очекува да биде ништо од сортирање; за разлика од нив, нова хипотеза сугерира дека средниот објект е всушност ѕвезда од типот B5.

Друга хипотеза на астрономите Аластер Г. Камерун и Ричард Стотерс наведува дека придружникот на Ипсилон Кочијаш A е црна дупка, која троши цврсти честички што го заобиколува неговиот хоризонт на настани што ја испраќа инфрацрвената светлина откриена од Земјата  Оваа хипотеза оттогаш се смета за застарена и отфрлена.

Ипсилон Кочијаш била цел на набљудување од набљудувачите на Меѓународната година на астрономијата од 2009 до 2011 година, трите години што се преклопиле со нејзиното последно затемнување.

## Природата на системот
лево|мини| Светла ѕвезда од класа F и придружна ѕвезда од класа B опкружена со правлив диск (впечаток на уметникот)
Природата на системот Ипсилон Кочијаш е нејасна. Одамна е познато дека се состои од најмалку две компоненти кои се подложени на периодични затемнувања со необично затемнување со рамно дно на секои 27 години. Раните објаснувања со исклучително големи дифузни ѕвезди, црни дупки и непарни дискови во облик на крофна повеќе не се прифаќаат. Денес постојат две главни објаснувања кои можат да ги откријат познатите набљудувани карактеристики: модел со голема маса каде примарниот е жолт суперџин од околу  ; и модел со мала маса каде примарната е околу   и помалку светлечка еволуирана ѕвезда.

Варијациите на моделот со голема маса отсекогаш биле популарни, бидејќи примарната ѕвезда на сите појави е голема суперџинска ѕвезда. Спектроскопски е рано F или доцна А со класа на сјајност Ia или Iab. Проценките на растојанието постојано водат до осветлености што се очекуваат за светлиот суперџин, иако постои огромна варијација во објавените вредности за растојанието. Мерењето на паралаксата на Хипаркос има маргина на грешка голема колку и самата вредност и така добиеното растојание веројатно ќе биде нешто од 355 до 4.167&nbsp;парсеци. Паралаксата Gaia Data Release 2 е нешто попрецизна, што води до растојание од , кон нискиот крај на проценките со други методи. Gaia Data Release 3 сугерира поголемо растојание од 1.062&nbsp;парсеци, или 3.460 & светлосни години.  Главниот проблем со моделот со голема маса претставува природата на секундарната, која бара од познатата функција на бинарната маса да има маса споредлива со примарната, спротивно на набљудувањата каде што се појавува како ѕвезда од главната низа од Б-тип. Секундарната може да биде блиска бинарна мрежа која вклучува две ѕвезди од главната низа со помала маса, или покомплексен систем.

Моделот со мала маса, популаризиран од проектот Ситизен Скај, предлага дека примарната е развиена ѕвезда на асимптотската гранка на џинови од  . Ова се потпира на проценките на растојанието и сјајноста од повеќето набљудувања. Ѕвездата би била невообичаено голема и светла џиновска ѕвезда за дадената маса, веројатно како резултат на големото губење на маса. За да се совпадне со набљудуваните податоци за затемнувањето и орбитата, секундарната е прилично нормална ѕвезда од главната низа B од околу   вграден во дебел диск кој се гледа речиси на работ.

Самата орбита денес е прилично добро одредена, наклонета на над 87 степени кон Земјата. Примарната и секундарната се оддалечени околу 35 астрономски единици (во моделот со голема маса), што е подалеку од планетата Нептун од Сонцето. Во моделот со мала маса, одвојувањето е само 18 астрономски единици.

### Видлива компонента
лево|мини| Системот ε Кочијаш за време на затемнување (впечаток на уметникот)
Видливата компонента, Ипсилон Кочијаш A, е полуправилна променлива пост-асимптотска џиновска гранка ѕвезда која припаѓа на спектралната класа F0. Оваа ѕвезда од типот F е 37.875 пати посветла од Сонцето, но веродостојните извори значително се разликуваат во нивните проценки за двете количини. Нејзината аголна големина била измерена на , физичката големина ќе зависи од растојанието. Претпоставувајќи растојанија кои се движат од 600 до 1500парсеци, полупречникот се движи од , користејќи ја аголната големина. Кога ѕвездата би била во положбата на Сонцето, таа би го обвила Меркур (со најмал полупречник) до Марс (на поголемиот полупречник). Ѕвездите од типот F како Ипсилон Кочијаш имаат тенденција да светат бело и да прикажуваат силни линии за апсорпција на јонизиран калциум и слаби линии на апсорпција на водород; како класа над Сонцето (кое е ѕвезда од типот G), ѕвездите од типот F обично се потопли од ѕвездите слични на сонцето. Други ѕвезди од типот F ја вклучуваат главната ѕвезда на Прокион, најсветлата ѕвезда во соѕвездието Мала Куче.

Суперџинот пулсира, покажувајќи мали варијации во неговата осветленост и спектрални линии. На пулсирањата им се дадени периоди од 67 и 123 дена,  со амплитуда од околу 0,05 величини.  Профилите на многу спектрални линии покажуваат варијации што би се очекувале од пулсирачки суперџин, но не е јасно дали тие имаат ист период како варијациите на осветленоста. Може да има мала варијација во делотворната температура на фотосферата додека ѕвездата пулсира.

### Затемнувачка компонента
Компонентата за затемнување емитира релативно незначителна количина на светлина и не може директно да се види на видлива светлина. Загреан регион, сепак, е откриен во центарот на објектот. Нашироко се смета дека е прашлив диск кој опкружува ѕвезда од главната низа од класа B. Моделирањето на спектралната распространетост на енергија за ε Кочијаш како целина дава најдобро вклопување со B5V ѕвезда во средината на дискот. Таквата ѕвезда би имала маса околу . Набљудуваната орбита, претпоставувајќи прилично нормален суперџин од типот F за примарната ѕвезда, бара секундарна со маса над . Моделот со мала маса го прифаќа  секундарно и затоа исто така бара основно со мала маса. Моделот со голема маса прифаќа примарна суперџин со нормална маса и се расправа за пар ѕвезди од типот B, или необична единечна ѕвезда со поголема маса.

Дискот околу секундарната ѕвезда е широк 3,8 астрономски единици, дебел 0,475 астрономски единици и блокира околу 70% од светлината што минува низ неа, овозможувајќи малку светлина од примарната ѕвезда да се види дури и за време на затемнувањата. Зрачи како црно тело од 550 келвини. Затемнувањето од 2009-2011 година било добро забележано и низата CHARA можела директно да ја прикаже формата на дискот во силуета. Се прогнозира дека секундарното затемнување ќе се случи во периодот од 20 декември 2025 - 29 март 2028 година.

## Набљудување
[алт="epsilon aurigae variable star chart"|десно|мини| Споредбена табела за ε Кочијаш: нумерираните ѕвезди се ''споредбени ѕвезди'' со броевите што ја даваат споредбената светлина на ѕвездата во [Привидна ѕвездена величина|величина (конвенционално без децимална точка, која може да се помеша со ѕвезда)]]
Ѕвездата лесно се наоѓа поради нејзината светлина и очигледната близина на ѕвездата Капела. Таа го претставува врвот на рамнокрак триаголник што го формира „носот“ на соѕвездието Кочијаш. Ѕвездата е доволно светла за да се види од повеќето урбани места со умерени количини на светлинско загадување.

Набљудувачите на визуелните променливи ѕвезди прават проценка на нејзината осветленост со споредување на нејзината светлина со блиските ѕвезди со позната вредност на осветленоста. Ова може да се направи со интерполирање на осветленоста на променливата помеѓу две споредбени ѕвезди или со поединечно проценување на разликата во големината помеѓу променливата и неколку различни споредби. Повторувањето на набљудувањето во различни ноќи овозможува да се создаде светлинска крива што ја покажува варијацијата во осветленоста на ѕвездата. Во пракса, проценките на визуелните променливи ѕвезди од многу набљудувачи се статистички комбинирани за да се добијат попрецизни резултати.

## Ситизен Скај
Националната научна фондација доделило на Американското здружение на набљудувачи на променливи ѕвезди тригодишен грант за финансирање на граѓански научен проект изграден околу затемнувањето 2009–2011 година. Проектот наречен Citizen Sky  ги организирал и обучил учесниците да го набљудуваат затемнувањето и да ги пријават своите податоци во централна база на податоци. Дополнително, учесниците помогнале да се потврдат и анализираат податоците додека ги тестирале сопствените теории и објавувале оригинални истражувачки написи во рецензирани астрономски списанија. Тематско издание на Journal of the AAVSO било посветено на написите за Ипсилон Кочијаш од овој проект.

## Наводи

## Надворешни врски
* Видео на YouTube што го опишува системот користејќи Lite Brite дијаграми
* Статија за Epsilon Aurigae од д-р Џим Калер.
* Претстојното затемнување на Ипсилон Кочијаш  од д-р Роберт Стенсел, познат како „Д-р Боб“
* Астрономска слика на денот 2010 8 јануари Мистеријата на ѕвездата што избледува
* AAVSO Променлива ѕвезда на сезоната
* BBC News ''„Првата слика“ од затемнувањето на ѕвездата снимена од научниците''. 7 април 2010 година . Студија на Универзитетот во Сент Ендрјус. Пристапено на 7 април 2010 година.
* Нат. Гео. , ''Први слики: Мистериозен диск ја затемнува ѕвездата''. 7 април 2010 година

Категорија:Околуѕвездени дискови
Категорија:HR-објекти
Категорија:Флемстидови објекти
Категорија:Тела од Бонскиот преглед
Категорија:Жолтобели суперџинови
Категорија:Именувани ѕвезди
Категорија:HIP-објекти
Категорија:HD-објекти
Категорија:Бајерови објекти
Категорија:Кочијаш (соѕвездие)
Категорија:Алголски променливи ѕвезди
Категорија:Статии со извори на кинески (zh)