Robert Zimmerman 文 Shea 编译
正如27年前，一个巨大的不明天体正在使得御夫ε这颗超巨星变暗。新技术以及你的参与兴许很快就能解开其中的奥秘。
眼下天空中有一场光影魔术正在进行。明亮的恒星御夫ε从今年夏天开始会变暗。一点一点，它的亮度会降低几乎1个星等，比原先暗上2.5倍。然后它会在御夫座中一直保持这个亮度大约一年直到再一次慢慢变亮。
天文学家们强烈怀疑这一变暗是某种食的现象，即有一个绕御夫ε运动的天体会周期性的出现在它前方进而遮挡住它部分的光线。从1821年起，天文学家已经观测到它的亮度变暗了7次，每次的间隔大约是27年。可是尽管这些食事件已经是可预报的了，但是其内在的原因仍然是现代天文学中最古老的谜题之一。
[图片说明]：御夫ε是御夫座中最明亮的恒星之一。它的亮度每大约27年就会变暗一次。版权：Bill and Sally Fletcher。
遮挡御夫ε的天体的物理性质至今不明。为了能造成如此长时间的掩食效应，这一天体必须要难以置信的巨大——如果把它放到我们太阳系的中心，那么它的表面几乎可以延伸到天王星的轨道。
更错综复杂的是，这个神秘的天体并没有整个地挡住御夫ε。在整个掩食的过程中，御夫ε有部分的光亮依然可见，这就好像御夫ε仅仅被部分地遮挡了。
随着每次新的食的出现，新一代的天文学家都会为此吸引，伴随与此的是一大批新的仪器投入对御夫ε的观测。然而，每一次新获得的知识却都使它变得更加扑朔迷离。难怪有人在1962年时写道，“御夫ε食的历史在许多方面其实就是天体物理学的历史。”
现在历史也许要准备步入下一个篇章了。现代望远镜技术应该可以为我们带来有史以来最锐利、细节最丰富的御夫ε图像。综合由天文爱好者观测搜集的亮度变化资料，这一次御夫ε也许最终会揭开这一天文学中持续最长的神秘表演的谜底。
早期观测
御夫ε是一颗在中等天空黑暗条件下肉眼可见的白色超巨星。1821年，德国牧师、天文爱好者约翰·福里茨（Johann Fritsch）注意到御夫ε的亮度下降了1等并维持了1年，随后它的亮度又回升到了先前的水平。当御夫ε在1848年以及1876年再一次变暗的时候 ，天文学家意识到在他们眼皮底下正有一些不寻常的事情在发生。
这一变暗的现象大致以27年为间隔。对于现在的天文学家来说，这意味着它可能是一个食双星系统，即两颗互相绕转的恒星中有一个颗会周期性的从另一颗前方经过并且部分或者全部遮挡另一颗恒星的光芒。对于一个遥远的观测者而言，这样一个食双星系统看上去就像是一颗恒星，它在两次食之间的亮度是稳定不变的。
然而，19世纪的天文学家却把御夫ε归为了“不规则变星”——一颗会改变亮度的恒星。那是因为双星理论在那个时候还没有得到发展。当时天文学家们更熟悉变星，因此倾向于选择他们熟悉的现象来做为解释。
[图片说明]：御夫ε的想象画。版权：Brian Thieme/www.。
1903年，御夫ε精确地按时第4次变暗。天文学家们对此进行了仔细地观测，发现它会先经历6个月的亮度缓慢下降，然后在最低亮度上维持近1年，随后再花6个月时间亮度缓缓回升到原来的水平。这时天文学家终于意识到这并不是一颗不规则变星，而是一个奇怪而又无法解释的食双星。
1903年食的长度——迄今为止最长——也让天文学家犯了难。根据估计御夫ε的距离大约为2,000光年，只有一个极其巨大的天体才能产生一次持续2年的食。天文学家估计它的半径是太阳的3,000倍，这使得它一举成为了当时天文学家所知的最大的恒星型天体。
1903年的食也是首次有光谱观测参与的一次。对御夫ε的分光观测又带来了这颗不可见天体新的神秘。在整个食的过程中，御夫ε的光谱没有发生变化。这个天体所做事情就是在所有的波段上降低御夫ε的亮度，就像太阳眼镜使得白天变暗一样。
此外，这颗食伴星自己也没有产生任何可观测的光谱信号，因此它完完全全是不发光的。随后1928-1930年和1955-1957年的观测除了证实先前的观测结果之外一无所获，这进一步加深了它的神秘感。
太空面包圈
天文学家对此大为不解。御夫ε中这颗食伴星到底是什么呢？到20世纪中，为此提出了多种解释，尽管五花八门但却都不让人满意。
1924年德国天文学家汉斯·鲁登道夫（Hans Ludendorff）提出是围绕御夫ε的一大群流星体造成了食。1937年叶凯士天文台的杰拉德·柯伊伯（Gerard Kuiper）、奥特·斯特鲁夫（Otto Struve）和本格特·斯特龙根（Bengt Strmgren）这三位天文学家更进一步，他们推测这颗食伴星由于只在红外波段发出辐射，因此在可见光波段不可见。这一辐射会在御夫ε周围形成一个太阳系大小的巨大带电粒子云——电离层。这个电离层就像是一块滤光片会在食的过程中阻挡来自超巨星的可见光通过。
[图片说明]：比较流行的御夫ε模型。一个不发光的盘会周期性的部分遮挡御夫ε。版权：Nico Camargo/www.。
1955年，斯特鲁夫提出，御夫ε这颗食双星还被一团气体云所包围。这团气体云非常厚足以遮挡我们的视线，同时也可以部分遮挡这一双星系统中超巨星。
来自1955-1957年和1982-1984年的观测数据帮助天文学家大大完善了这一理论，但同时也带来了更大的麻烦。例如，对1982-1984年食的一些观测显示，这个不发光的食伴星是盘状的，它会从明亮的恒星前方沿径向扫过它。此外，在食中的时候，御夫ε亮度事实上会上升大约0.2等。这不仅说明这个盘是半透明的，还说明这个盘的中央是空的——就像一个面包圈。
一个流行的模型认为，这个不发光的天体是一个围绕着另一个暗弱天体的巨大气体、尘埃盘。在这个模型中，可见恒星的质量大约为15个太阳质量，而暗弱恒星及其周围盘的总质量则为13.7个太阳质量。
[图片说明]：御夫ε1982-1984年的食是迄今观测得最精细的一个。在这张光变曲线的图中，可以看到御夫ε在食中的微微增亮。版权：Roen Kelly/Jeffery L. Hopkins/Astronomy。
从地球看，这个盘几乎是侧向对着我们的。它的直径大约为27亿千米，差不多和天王星的轨道相当。由于它有可能是一个原行星盘——形成中的太阳系，因此这一理论格外吸引人。
随着对御夫ε观测的不断深入，对它行为的解释也变得越来越复杂。在1955-1957年的食期间，食前后的变暗和增亮阶段只持续了4个月多一点——比先前的观测结果要短。
同时，御夫ε最低亮度所持续的时间也比以往要长——达到了约13个月。在随后1982-1984年的食中，这一趋势变得更为明显：最低亮度所持续的时间达到了15个月，而最后的增亮则只用了2个月。这些发现说明，这一系统正在发生改变。
[图片说明]：2005-2006年御夫ε亮度在大约0.1等的范围内波动。版权：Roen Kelly/Jeffery L. Hopkins/Astronomy。
1985年目前在美国劳伦斯利弗莫尔国家实验室的彼得·埃格尔顿（Peter Eggleton）和英国剑桥大学天文研究所的詹姆斯·普林格尔（James Pringle）为此提出了一个新解释。首先，他们削减了这一系统的总质量。在他们的模型中可见恒星的质量降到了1.5-2.5个太阳质量。遮挡该恒星的盘的质量则大约为5个太阳质量，盘的中央则是两颗非常靠近且相互绕转的恒星。
埃格尔顿和普林格尔提出，这颗可见的恒星正在从红巨星向白矮星演化。在接下去的1万年里，它将完成这一转变，而在这个过程中它所抛射出的气体壳层则会形成行星状星云。当这些改变发生的时候，这颗恒星就会收缩，这反过来也会影响其周围气体云的形状和大小。由此可以解释最低亮度所持续的时间以及变暗、增亮阶段长度的变化。
事实上，一些观测支持了埃格尔顿和普林格尔的理论。1977年10月，来自日本东京大学和京都大学的天文学家观测到了可见恒星大气视向速度的突然变化，就好像这颗恒星的外部壳层突然发生了坍缩一样。1982-1984年食期间的分光观测数据也预示该系统的质量和埃格尔顿以及普林格尔所提出理论的下限相符。
[图片说明]：在较为流行的一个模型中，气体、尘埃盘和可见恒星之间相对位置的变化造成了其明暗的起伏。版权：Roen Kelly/Astronomy。
而另一方面，盘所发生的未知变化也能解释这些持续时间所发生的变化。很显然这些变化的时标只有几十年，而非上百甚至上百万年。这意味着目前正在进行的这次食可能并不会遵从先前的模式，也许会给天文学家带来一些新的惊喜。
新的工具
从另一方面来讲，现在的这次食又是和以往所有的非常类似的。天文学家将会使用新一代更有力的观测手段来探测它。这其中自然包括了一系列的空间望远镜，例如哈勃空间望远镜、斯皮策空间望远镜和钱德拉X射线天文台。它们都会不断地监测御夫ε。
然而，对于新的观测而言，其中最有吸引力的当属干涉仪。干涉仪会综合来自多台地面望远镜的光来增强分辨细节的能力。这些干涉仪之一就是美国佐治亚州立大学高角分辨率天文学中心（CHARA）在威尔逊山上的一个由6台1米望远镜所组成的阵列。
[图片说明]：美国佐治亚州立大学高角分辨率天文学中心（CHARA）在威尔逊山上建立了一个由6台1米望远镜所组成的阵列。这是其中的一台1米望远镜。版权：CHARA/Georgia State University。
工作在红外波段的CHARA阵列可以达到相当于口径250米的单架望远镜所具有的分辨率。有了这样的分辨率下，你可以阅读一张距离你160千米远的报纸。
由于有多种方式可以组合来自CHARA望远镜阵列的光线，为此天文学家也研发出了许多其他的仪器。例如，美国密歇根大学的天文学家就使用他们的密歇根红外组合器（MIRC）综合了来自CHARA阵列中4台望远镜的光线生成了这一阵列的第一幅图像。
CHARA的惊人成就包括了对数颗恒星的表面以及双星系统的成像观测，这其中包括了高速自转形变的天钩五（仙王α）、牛郎星（天鹰α）以及具有物质交换的密近双星天琴β。这其中天琴β的图像尤为夺目，因为它不仅显示了两颗恒星之间的相互绕转，还显示了气体在它们之间的流动。
[图片说明]：CHARA阵列所观测的天琴β。版权：Roen Kelly/Astronomy/CHARA/。
使用MIRC，CHARA的分辨率应该可以在这次食的过程中对遮挡御夫ε的物质盘进行成像观测。如果不可见的天体有一个锐利的边缘并且由此可以被成像，那么在整个食的观测中CHARA就会对它们进行连续地观测。
你的参与
即使有了采用最新技术来攻关这一问题的专业天文学家，天文爱好者依然可以在这里起到重要的作用。例如，从上一次1982-1984年的食以来，退休的工程师杰夫里·霍普金斯（Jeffrey Hopkins）就在他位于美国亚利桑那州的私人天文台中监测这颗恒星。他把它作为一种爱好，并且做到了专业级的水准。
天文学家希望能有更多的天文爱好者参与进来，监测御夫ε每天的亮度，跟踪它在食前、食中、食后的亮度变化。对于霍普金斯一个人来说，天气以及个人因素很可能会使得他很难完成对整个光变曲线的观测。但是如果还有世界各地其他人的加入，就可以相互补充。当然，由于御夫ε本身的位置因素，其对于南方低纬度地区的观测者而言观测可能会有一定的困难。
做为美国2009国际天文年活动的一部分，美国变星观测者协会组织了旨在监测御夫ε亮度变化的“公众的天空”活动。天文爱好者可以使用望远镜通过目视或者使用电子探测器来测量御夫ε的亮度。这些观测将成为天文学家用来研究御夫ε的科学数据的一部分。全世界的天文爱好者可以通过“公众的天空”网站了解这一计划的最新动态、学习观测的方法和技巧、提交自己的数据等，网址：http://www./。
到2011年这次食结束的时候，很多空白将有希望被填补，天文学家将有可能最终解开这一天文学中持续时间最长的神秘秀的谜底。如若不然，这一切将会再一次成为契子，到2046年左右御夫ε又将会上演新的篇章。
[Astronomy 2009年10月]
（本文已经刊载于《天文爱好者》杂志2009年第11期）
