Табиева Ѕвезда (означена како KIC 8462852 во Кеплеровиот вносен каталог и позната и по имињата Бојаџјанова Ѕвезда и WTF Ѕвезда) ― двојна ѕвезда во соѕвездието Лебед, оддалечена приближно 1,470 светлосни години (450 парсеци) од Земјата. Системот е составен од ѕвезда од главната низа од видот F и придружник на едно црвено џуџе.
Невообичаени флуктуации на светлината на Табиевата Ѕвезда, вклучително и до 22% затемнување на светлината, биле откриени од граѓански научници како дел од проектот „Ловци на планети“. Откритието е направено од податоците собрани од вселенскиот телескоп „Кеплер“, кој ги набљудувал промените во осветленоста на далечните ѕвезди за да открие вонсончеви планети. Предложени биле неколку хипотези за да бидат објаснети големите неправилни промени во осветленоста на ѕвездата, но согласно 2014 година, ниту еден од нив целосно не ги објаснува сите аспекти на добиената светлинска крива. Било предложено дека се работи за мегаструктура од вонземјани, но доказите имаат тежнеење да го отфрлат овој предлог.
Во септември 2019 година, астрономите известиле дека забележаните затемнувања на Табиевата Ѕвезда на може да се предизвикани од фрагменти кои произлегуваат од нарушувањето на една сираче надворешна месечина. Табиевата Ѕвезда не е единствената ѕвезда која има големи неправилни затемнувања, но други такви ѕвезди вклучуваат млади ѕвездени тела, кои имаат различни модели на затемнување.
Именување Имињата „Табиева Ѕвезда“ и „Бојаџјанова Ѕвезда“ се однесуваат на астрономот Табета С. Бојаџјан од Соединетите Држави, која била водечки автор на научниот труд кој го најавил откривањето на нерегуларните светлински флуктуации на ѕвездата во 2015 година. Прекарот „КЕФ/WTF ѕвезда“ е упатување на поднасловот на трудот, наречен „каде е флуксот?“, кој ги истакнува забележаните падови на зрачниот флукс на ѕвездата. Ѕвездата го добила и прекарот „LGM-2“ – почит на првиот откриен пулсар, PSR B1919+21, кој го добил прекарот „LGM -1“ кога првично било теоретизирано дека е пренос од вонземска цивилизација. Други ознаки во различни ѕвездени каталози се дадени на Табиевата Ѕвезда. Во Кеплеровиот вносен каталог, збирка астрономски тела каталогизирани од вселенскиот телескоп „Кеплер“, Табиевата Ѕвезда е позната како . Во Каталогот Tycho-2, подобрена збирка ѕвезди каталогизирана од Хипаркос, ѕвездата е позната како . Во инфрацрвеното Двомикронско сенебесно истражување (2MASS), ѕвездата била идентификувана како .
Местоположба
мини| Слика од пронаоѓачоскоп: KIC 8462852 (син квадрат) и блиски ѕвезди - стабилните референтни ѕвезди се во црвени кругови. (видно поле =12,5 × 9,6 лачни минути, СИ горе-лево) Табиевата Ѕвезда во соѕвездието Лебед е приближно на половина пат помеѓу светлите ѕвезди Денеб и Делта Лебед како дел од Северниот Крст. Се наоѓа јужно од 31 Лебед и североисточно од ѕвезденото јато NGC 6866. Иако е само неколку лачни минути оддалечено од јатото, тоа е неповрзано и поблиску до Сонцето отколку до ѕвезденото јато.
Со привидна светлинска величина од 11,7, ѕвездата не може да биде видена со голо око, но е видлива со телескоп од 13 цм на темно небо со мало светлосно загадување .
Историја на набљудувања Табиевата Ѕвезда била забележана уште во 1890 година. Ѕвездата била каталогизирана во астрономските каталози Tycho, 2MASS, UCAC4 и WISE (објавени во 1997, 2003, 2009 и 2012 година, редоследно).
Главниот извор на информации за флуктуациите на сјајноста на Табиевата Ѕвездата е вселенскиот телескоп „Кеплер“. За време на својата главна и проширена мисија од 2009 до 2013 година, тој постојано ги следел светлосните кривини на над 100.000 ѕвезди на дел од небото во соѕвездијата Лебед и Лира.
Светлосни флуктуации во 2017 година
На 20 мај 2017 година, Бојаџјан и нејзините колеги известиле, преку публикацијата The Astronomer's Telegram, за тековниот настан за затемнување (наречен „Елси“) кој веројатно започнал на 14 мај 2017 година. Бил откриен од Светската телескопска мрежа на набљудувачницата Лас Камбрес, поточно од нејзиниот телескоп во Мауи (НЛК - Мауи). Ова било потврдено од Фернборнската набљудувачница (дел од N2K конзорциумот) во јужна Аризона (а подоцна и од НЛК - Канарски Острови). Итно била побарана дополнителна оптичка и инфрацрвена спектроскопија и фотометрија, со оглед на краткото времетраење на овие настани, кое може да биде мерена во денови или недели. Набљудувањата од повеќе набљудувачи на светско ниво биле координирани, вклучително и полариметрија. Понатаму, независните проекти за потрага по вонземска интелигенција: „Breakthrough Listen“ и Near-Infrared Optical SETI (NIROSETI), и двата во Ликовата набљудувачница, продолжуваат да ја следат ѕвездата. До крајот на тридневниот настан за затемнување, десетина набљудувачници презеле спектри, при што некои астрономи ги отфрлиле своите проекти за да обезбедат време и ресурси за телескопот. Поопшто, астрономската заедница била опишана како „благо на банана“ поради можноста да собира податоци во вистинско време за уникатната ѕвезда. Настанот со пад од 2% бил именуван како „Елси“ (хомофон на изговорот на буквите „LC“, во однос на почетните букви на Лас Кумбрес (Las Cumbres) и светлинската крива (light curve)).
Почетните спектри со FRODOSpec на двометарскиот Ливерпулскиот телескоп не покажале видливи промени помеѓу референтниот спектар и ова намалување. Меѓутоа, неколку набљудувачници, вклучително и двојните Кекови телескопи (HIRES) и бројни набљудувачници од граѓански научници, добиле спектри на ѕвездата, покажувајќи затемнување кое имало сложен облик и првично имало шема слична на оној на 759,75 дена од настанот Кеплер 2, податоци од епохата 2. Набљудувањата биле преземени низ електромагнетниот спектар.
Доказ за втор настан на затемнување (наречен „Селест“) бил забележан на 13-14 јуни 2017 година, кој веројатно започнал на 11 јуни, од страна на аматерскиот астроном Брус Л. Гери. Додека светлинската крива на 14-15 јуни укажала на можно закрепнување од настанот на затемнување, затемнувањето продолжило да се зголемува потоа, и на 16 јуни, Бојаџјан напишала дека настанот се приближува до пад на светлината од 2%.
Трет истакнат настан на затемнување од 1% (наречен „Скара Брае“) бил откриен на почетокот на 2 август 2017 година, и кој се опоравил до 17 август.
Четвртиот истакнат настан на затемнување (наречен „Ангкор“) започнал на 5 септември 2017 година, и од 16 септември 2017 година е помеѓу 2,3% и 3% настан на затемнување, што го прави „најдлабокиот пад оваа година“.
Друг настан за затемнување, кој изнесува 0,3% пад, започнал околу 21 септември 2017 година и целосно закрепнал до 4 октомври 2017 година.
На 10 октомври 2017 година, зголеменото осветлување, кое траело околу две недели, на ѕвездената светлина од KIC 8462852 било забележано од Брус Л. Гери од Херефордско аризонската набљудувачница и Бојаџјан. Можно објаснување, кое вклучува поминувачко кафеаво џуџе во ексцентрична орбита од 1.600 дена во близина на KIC 8462852, „паѓачка особина“ во темнината и предвидените интервали на осветлување, за да бидат откриени невообичаените флуктуирачки настани на ѕвездената светлина на KIC 8462852, е предложено.
На околу 20 ноември 2017 година, започнал петтиот истакнат настан на затемнување и се продлабочил до длабочина од 0,44%; од 16 декември 2017 година, настанот закрепнал, се израмнил на дното за 11 дена, повторно избледени, до моменталната вкупна длабочина на затемнување од 1,25%, и повторно закрепнувал.
Настаните за затемнување и осветлување на ѕвездата продолжуваат да бидат следени; поврзаните светлински криви често се ажурирани и објавуваат.
Светлосни флуктуации во 2018 година Ѕвездата била премногу блиску до положбата на Сонцето на небото од крајот на декември 2017 година до средината на февруари 2018 година за да биде видена. Набљудувањата продолжиле кон крајот на февруари. Новата низа падови започнала на 16 март 2018 година. До 18 март 2018 ѕвездата била намалена во осветленоста за повеќе од 1% во г-појасот, според Брус Гери, и околу 5 % во r-појасот, правејќи го најголемиот пад набљудуван после Кеплеровата мисија во 2013 година, според Табета Бојаџјан. На 24 март 2018 година започнал втор, уште подлабок пад со длабочина од >5%, како што потврди набљудувачот Џон Хол од Американското здружение на набљудувачи на променливи ѕвезди. Од 27 март 2018 година, тој втор пад се опоравувал.
Светлосни флуктуации во 2019 година Сезоната на набљудување во 2019 година започнала во средината на март, кога ѕвездата повторно се појавила по нејзината годишна коњукција со Сонцето.
Кампањата за набљудување од Земјата, била дополнета со Истражувачкиот сателит за поминувачки вонсончеви планети (ИСПВП), кој ја набљудувал ѕвездата на секои 2 минути помеѓу 18 јули и 11 септември 2019 година. Тој забележал пад на осветленоста од 1,4% помеѓу 3 и 4 септември 2019 година.
Помеѓу октомври 2019 и декември 2019 година, забележани биле најмалку седум одделни падови, од кои најдлабокото имало длабочина од 2%. До крајот на сезоната на набљудување на почетокот на јануари 2020 година, ѕвездата повторно се опоравила во сјај. Вкупната комбинирана длабочина на падовите во 2019 година била 11%, споредлива со онаа забележана во 2011 и 2013 година, но распространета во долг временски интервал. Овој збир падови е приближно центриран на датумот на 17 октомври 2019 година, предвиден од Сако и соработниците за повторно појавување, даден период од 1.574 дена (4,31 година), на орбитален материјал кој го сочинува првичниот пад „D800“.
Сјајност Набљудувањата на сјајноста на ѕвездата од страна на вселенскиот телескоп „Кеплер“ покажуваат мали, чести, непериодични падови на осветленоста, заедно со две големи снимени падови на светлината со разлика од две години. Замавот на промените во осветленоста на ѕвездата и апериодичноста на промените значат дека оваа ѕвезда е од особен интерес за астрономите. Промените во осветленоста на ѕвездата се доследни со многу мали маси кои кружат околу ѕвездата во „тесна формација“.
Првото големо намалување, на 5 март 2011 година, ја намалила светлината на ѕвездата до 15%, а следните 726 дена подоцна (на 28 февруари 2013 година) до 22%. (Трето затемнување, околу 8%, се случило 48 дена подоцна.) За споредба, планета со големина на Јупитер би ја заматила ѕвездата со оваа големина само за 1%, што покажува дека што и да ја блокира светлината за време на големите падови на ѕвездата не е планета, туку нешто што покрива до половина од ширината на ѕвездата. Поради неуспехот на две од Кеплеровите реакциони тркала, предвиденото пад на ѕвездата од 750 дена околу февруари 2015 година не било забележано. Светлинските падови не покажуваат очигледна шема.
Покрај еднодневните затемнувања, студијата на фотографски плочи вредни еден век наведува дека ѕвездата постепено избледела за 100 години (од околу 1890 до околу 1990 година) за околу 20%, што би било без преседан за било кој ѕвезда од видот F од главната низа. Задевањето точни величини од долгорочните фотографски архиви е сложена постапка, сепак, која бара прилагодување за промените на опремата и е силно зависна од изборот на споредбени ѕвезди. Друга студија, која ги испитувала истите фотографски плочи, заклучила дека можното затемнување долговековно веројатно е податочен артефакт, а не вистински астрофизички настан. Друга студија од плочите помеѓу 1895 и 1995 година открила силен доказ дека ѕвездата не се затемнила, туку одржувала постојан флукс во рок од неколку проценти, освен падот од 8% на 24 октомври 1978 година, што резултирало со период на наводен окултер од 738 дена.
Третата студија, користејќи мерења на светлината од Кеплеровата набљудувачница во период од четири години, утврдила дека Табиевата Ѕвезда се затемнува со околу 0,34% годишно пред да се затемни побрзо за околу 2,5% за 200 дена. Потоа се вратила на својата претходна бавна стапка на избледување. Истата техника била искористена за проучување на 193 ѕвезди во негова близина и 355 ѕвезди слични по големина и состав на Табиевата Ѕвезда. Ниту една од овие ѕвезди не покажала такво затемнување.