Coelum Astronomia 220 - 2018 - Page 167

a 360 volte il diametro del Sole. Di conseguenza, la superficie emissiva è talmente vasta che la sua luminosità intrinseca risulta essere ben 38 mila volte quella della nostra stella! Fosse idealmente collocata al posto del Sole, essa ingloberebbe sicuramente l’orbita di Mercurio e, forse, anche quella di Venere.

Ciò che si può dire sulla componente secondaria è che questa emette una quantità di luce relativamente insignificante nel totale emesso dal sistema. Studi spettroscopici hanno rilevato come questa abbia una emissione fredda, ad appena 550 K, particolarità che porta a ritenere la secondaria essere per l’appunto il disco polveroso (di cui si accennava già sopra) dal raggio pari a 3,8 UA, che blocca circa il 70% della luce che lo attraversa, consentendo di vedere la luce della stella primaria anche durante le eclissi. Secondo la funzione di massa per tale sistema binario, questa dovrebbe avere una massa non dissimile dalla primaria, cosa che invece diverge dalle osservazioni, laddove essa risulta essere invece una stella di sequenza principale di tipo B che potrebbe anche essere, a sua volta, una binaria spettroscopica, costituita da due o, forse, addirittura più stelle di sequenza principale. La secondaria sarebbe quindi una stella di sequenza principale di tipo B5V, situata esattamente al centro del disco e la cui massa, a seconda del modello passerebbe, da un valore di 13 (massa elevata) a 6 (massa ridotta) volte quella del Sole. L’orbita, che risulta essere ben determinata, è inclinata di quasi 90° rispetto alla nostra visuale, con le due componenti tra loro lontane da 35 UA (nel modello a massa elevata) a 18 UA (in quello a massa ridotta).

Le immagini che hanno finalmente permesso chiarire l’enigma di ε Aur durante l’ultima eclisse, quella del 2009, sono state ottenute dall’interferometro Michigan Infra-Red Combiner.

Tale tecnica permette di ottenere elevati poteri

risolutivi combinando coerentemente le informazioni che provengono da più Osservatori astronomici distanti fra loro da pochi metri fino a migliaia di chilometri: l'interferometria permette quindi di superare i limiti imposti dalle difficoltà tecniche di realizzazione di telescopi a grande apertura e, quindi, molto costosi. Nel caso di ε Aur, la luce raccolta da quattro telescopi del CHARA Array della Georgia State University è stata combinata ottenendo così singole immagini di risoluzione elevatissima. Il risultato è l’immagine più dettagliata finora ottenuta del sistema di ε Aur laddove, all’inizio dell’eclisse, è stata ripresa per la prima volta la sagoma dell’ombra prodotta sulla stella dal sottile disco di polveri, precedentemente ipotizzato, che orbita attorno alla stella. Questo si trova quasi esattamente di taglio rispetto al piano visuale sul quale giacciono la stella e la Terra: un allineamento assolutamente eccezionale che dà origine ai fenomeni di fluttuazione luminosa osservati, risolto a quasi due secoli dalla scoperta.

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A sinistra. Il video mostra in una animazione l’avanzare del disco di polveri che va parzialmente ad eclissare la stella epsilon aurigae. Crediti: John D. Monnier / Univ. of Michigan.