Billedkredit: ESO
Astronomer med det europæiske sydlige observatorium har opdaget en stjerne, der er ekstremt flad Alle roterende genstande i rummet er fladet ud på grund af deres rotation; selv vores jord er 21 kilometer bredere ved ækvator, end den er pol-til-pol. Men denne nye stjerne, kaldet Achernar, er 50% bredere ved sin ækvator end ved dens poler. Det drejer sig åbenlyst hurtigt, men dets form passer ikke ind i de nuværende astrofysiske modeller. Det skulle miste masse i rummet efter den hastighed, den går. Tid til nogle nye modeller.
Til en første tilnærmelse er planeter og stjerner runde. Tænk på den jord, vi lever på. Tænk på Solen, den nærmeste stjerne, og hvordan den ser ud på himlen.
Men hvis du tænker mere over det, er du klar over, at dette ikke er helt sandt. På grund af sin daglige rotation er den faste jord let udfladet ("skrå") - dens ækvatoriale radius er ca. 21 km (0,3%) større end den polære. Stjerner er enorme gasformede kugler, og nogle af dem vides at rotere ret hurtigt, meget hurtigere end Jorden. Dette ville naturligvis få sådanne stjerner til at blive fladt. Men hvor fladt?
De nylige observationer med VLT-interferometer (VLTI) ved ESO Paranal Observatory har givet en gruppe astronomer [1] mulighed for at opnå langt den mest detaljerede opfattelse af den generelle form af en hurtigt spindende varm stjerne, Achernar (Alpha Eridani), den lysest i den sydlige konstellation Eridanus (floden).
De finder ud af, at Achernar er meget fladere end forventet - dens ekvatoriale radius er mere end 50% større end den polære! Med andre ord er denne stjerne meget formet som det velkendte spinning-legetøj, der er så populært blandt små børn.
Den høje udflatningsgrad, der blev målt for Achernar - en første inden for observationsastrofysik - udgør nu en hidtil uset udfordring for teoretisk astrofysik. Effekten kan ikke gengives af almindelige modeller af stjernernes interiør, medmindre visse fænomener er inkorporeret, f.eks. meridional cirkulation på overfladen ("nord-syd vandløb") og ikke-ensartet rotation på forskellige dybder inde i stjernen.
Som dette eksempel viser, vil interferometriske teknikker i sidste ende give meget detaljerede oplysninger om stjernernes former, overfladebetingelser og indvendige struktur.
VLTI-observationer af Achernar
Testobservationer med VLT-interferometer (VLTI) ved Paranal-observatoriet går godt [2], og astronomerne er nu begyndt at udnytte mange af disse første målinger til videnskabelige formål.
Et spektakulært resultat, netop annonceret, er baseret på en række observationer af den lyse sydlige stjerne Achernar (Alpha Eridani; navnet stammer fra “Al Ahir al Nahr” = “Enden af floden”), der blev udført mellem september 11. og 12. november 2002. De to 40 cm siderostat-testteleskoper, der tjente til at opnå "First Light" med VLT-interferometer i marts 2001, blev også brugt til disse observationer. De blev anbragt på udvalgte positioner på VLT-observationsplatformen øverst i Paranal for at tilvejebringe en "krydsformet" konfiguration med to "baselinjer" på henholdsvis 66 m og 140 m ved 90? vinkel, jfr. PR-foto 15a / 03.
Med regelmæssige tidsintervaller blev de to små teleskoper peget mod Achernar, og de to lysstråler blev rettet mod et fælles fokus i VINCI-testinstrumentet i det centralt placerede VLT-interferometriske laboratorium. På grund af Jordens rotation under observationer var det muligt at måle stjernens vinkelstørrelse (set på himlen) i forskellige retninger.
Achernars profil
Et første forsøg på at måle den geometriske deformation af en hurtigt roterende stjerne blev udført i 1974 med Narrabri Intensity Interferometer (Australien) på den lyse stjerne Altair af den britiske astronom Hanbury Brown. På grund af tekniske begrænsninger var disse observationer imidlertid ikke i stand til at bestemme mellem forskellige modeller for denne stjerne. For nylig observerede Gerard T. Van Belle og samarbejdspartnere Altair med Palomar Testbed Interferometer (PTI) og målte dets tilsyneladende aksiale forhold som 1.140? 0,029 og placering af nogle begrænsninger på forholdet mellem rotationshastighed og stjerneskråning.
Achernar er en stjerne af den varme B-type med en masse på 6 gange solen. Overfladetemperaturen er ca. 20.000 ° C, og den er placeret i en afstand af 145 lysår.
Den tilsyneladende profil af Achernar (PR-foto 15b / 03), baseret på ca. 20.000 VLTI-interferogrammer (i K-båndet ved bølgelængde 2,2? M) med en samlet integrationstid på over 20 timer, indikerer et overraskende højt aksialt forhold på 1,56? 0,05 [3]. Dette er åbenlyst et resultat af Achernars hurtige rotation.
Teoretiske implikationer af VLTI-observationer
Vinkelstørrelsen på Achernars elliptiske profil som angivet i PR Foto 15b / 03 er 0,00253? 0,00006 buesek (hovedakse) og 0,00162? 0,00001 bue sek. (Mindre akse) [4]. I den angivne afstand er de tilsvarende stjernestradier lig med 12,0? 0,4 og 7,7? 0,2 solradier, henholdsvis 8,4 og 5,4 millioner km. Den første værdi er et mål for stjernens ækvatoriale radius. Den anden er en øvre værdi for den polare radius - afhængigt af hældningen af stjernens polære akse til synslinjen, kan den godt være endnu mindre.
Det angivne forhold mellem ækvator- og polaradierne i Achernar udgør en hidtil uset udfordring for teoretisk astrofysik, især vedrørende massetab fra overfladen forbedret ved den hurtige rotation (centrifugaleffekten) og også fordelingen af indre vinkelmoment (rotationshastigheden ved forskellige dybder).
Astronomerne konkluderer, at Achernar enten må rotere hurtigere (og dermed tættere på den "kritiske" (opbrud) -hastighed på ca. 300 km / sek), end hvad de spektrale observationer viser (ca. 225 km / sek fra udvidelsen af spektralen) linjer), eller det skal være i strid med den stive kropsrotation.
Den observerede udfladning kan ikke gengives med ”Roche-modellen”, der indebærer solid-body rotation og massekoncentration i midten af stjernen. Fejlen i denne model er endnu mere synlig, hvis der tages hensyn til den såkaldte "tyngdekraftsmørkende" -effekt - dette er en ikke-ensartet temperaturfordeling på overfladen, som bestemt er til stede på Achernar under en så stærk geometrisk deformation.
Outlook
Denne nye måling giver et fint eksempel på, hvad der er muligt med VLT-interferometer allerede på dette implementeringsstadium. Det giver gode bud på de fremtidige forskningsprojekter på dette anlæg.
Med den interferometriske teknik åbnes nu nye forskningsfelter, som i sidste ende vil give meget mere detaljeret information om stjernernes former, overfladeforhold og indvendige struktur. Og i en ikke alt for fjern fremtid vil det blive muligt at fremstille interferometriske billeder af Achernars og andre stjerners diske.
Original kilde: ESO News Release
