Bildkredit: ESO
Astronomer med European Southern Observatory har upptäckt en stjärna som är extremt platt Alla roterande föremål i rymden är plattade på grund av deras rotation; även vår jord är 21 kilometer bredare vid ekvatorn än den är pol-till-pol. Men denna nya stjärna, kallad Achernar, är 50% bredare vid ekvatorn än vid dess poler. Uppenbarligen snurrar det snabbt, men dess form passar inte in i de nuvarande astrofysikmodellerna. Det borde förlora massan i rymden i takt med den går. Dags för några nya modeller.
Till en första tillnärmning är planeter och stjärnor runda. Tänk på jorden vi lever på. Tänk på solen, den närmaste stjärnan och hur den ser ut på himlen.
Men om du funderar mer på det, inser du att detta inte är helt sant. På grund av dess dagliga rotation är den fasta jorden något utplattad ("sken") - dess ekvatorialradie är ungefär 21 km (0,3%) större än den polära. Stjärnor är enorma gasformade sfärer och några av dem är kända för att rotera ganska snabbt, mycket snabbare än jorden. Detta skulle uppenbarligen få sådana stjärnor att bli platta. Men hur platt?
De senaste observationerna med VLT-interferometer (VLTI) vid ESO Paranal Observatory har gjort det möjligt för en grupp astronomer [1] att få den överlägset mest detaljerade bilden av den allmänna formen av en snabbspinnande varm stjärna, Achernar (Alpha Eridani), ljusast i den södra konstellationen Eridanus (floden).
De finner att Achernar är mycket plattare än väntat - dess ekvatorialradie är mer än 50% större än den polära! Med andra ord, denna stjärna är formad mycket som den välkända spinn-toppleksaken, så populär bland små barn.
Den höga utjämningsgraden som mäts för Achernar - en första inom observationsastrofysik - utgör nu en enastående utmaning för teoretisk astrofysik. Effekten kan inte reproduceras av vanliga modeller av stjärninredningar såvida inte vissa fenomen införlivas, t.ex. meridional cirkulation på ytan ("nord-sydströmmar") och ojämn rotation på olika djup inuti stjärnan.
Som det här exemplet visar kommer interferometriska tekniker i slutändan att ge mycket detaljerad information om former, ytförhållanden och inre strukturen hos stjärnor.
VLTI-observationer av Achernar
Testobservationer med VLT-interferometer (VLTI) vid Paranal Observatory går bra [2], och astronomerna har nu börjat utnyttja många av dessa första mätningar för vetenskapliga ändamål.
Ett spektakulärt resultat, just meddelat, är baserat på en serie observationer av den ljusa, södra stjärnan Achernar (Alpha Eridani; namnet härstammar från “Al Ahir al Nahr” = ”The End of the River”), som genomfördes mellan september 11 och 12 november 2002. De två 40 cm-sidostattestteleskop som tjänade till att få "First Light" med VLT-interferometern i mars 2001 användes också för dessa observationer. De placerades på utvalda positioner på VLT-observationsplattformen högst upp i Paranal för att ge en "korsformad" konfiguration med två "baslinjer" på 66 m respektive 140 m vid 90? vinkel, jfr. PR-foto 15a / 03.
Vid regelbundna tidsintervall pekades de två små teleskopen mot Achernar och de två ljusstrålarna riktades till ett gemensamt fokus i VINCI-testinstrumentet i det centralt belägna VLT-interferometriska laboratoriet. På grund av jordens rotation under observationerna var det möjligt att mäta stjärnornas vinkelstorlek (sett på himlen) i olika riktningar.
Achernars profil
Ett första försök att mäta den geometriska deformationen av en snabbt roterande stjärna genomfördes 1974 med Narrabri Intensity Interferometer (Australien) på den ljusa stjärnan Altair av den brittiska astronomen Hanbury Brown. På grund av tekniska begränsningar kunde dessa observationer emellertid inte avgöra mellan olika modeller för denna stjärna. På senare tid observerade Gerard T. Van Belle och kollaboratörerna Altair med Palomar Testbed Interferometer (PTI) och mätte dess uppenbara axiella förhållande till 1.140? 0,029 och att placera några begränsningar för förhållandet mellan rotationshastighet och stellar lutning.
Achernar är en stjärna av den heta B-typen, med en massa av 6 gånger solens sol. Yttemperaturen är cirka 20 000 ° C och ligger på ett avstånd av 145 ljusår.
Den uppenbara profilen för Achernar (PR Photo 15b / 03), baserad på cirka 20 000 VLTI-interferogram (i K-bandet vid våglängden 2,2? M) med en total integrationstid på över 20 timmar, indikerar ett förvånansvärt högt axiellt förhållande på 1,56? 0,05 [3]. Detta är uppenbarligen ett resultat av Achernars snabba rotation.
Teoretiska konsekvenser av VLTI-observationerna
Vinkelstorleken på Achernars elliptiska profil som anges i PR Photo 15b / 03 är 0,00253? 0,00006 bågsek (huvudaxel) och 0,00162? 0,00001 bågsek (mindre axel) [4]. På det angivna avståndet är motsvarande stjärnradier lika med 12,0? 0,4 och 7,7? 0,2 solradier, respektive 8,4 respektive 5,4 miljoner km. Det första värdet är ett mått på stjärnans ekvatorialradie. Det andra är ett övre värde för den polära radien - beroende på stjärrens polära axel till siktlinjen kan den mycket väl vara ännu mindre.
Det indikerade förhållandet mellan ekvatoriala och polära radier för Achernar utgör en enastående utmaning för teoretisk astrofysik, särskilt avseende massförlust från ytan som förbättras av den snabba rotationen (centrifugaleffekten) och även fördelningen av inre vinkelmoment (rotationshastigheten vid olika djup).
Astronomerna drar slutsatsen att Achernar antingen måste rotera snabbare (och därmed närmare den "kritiska" (uppbrytningshastigheten) på cirka 300 km / sek) än vad spektralobservationerna visar (cirka 225 km / sek från breddningen av spektralen linjer) eller så måste den bryta mot den styva kroppens rotation.
Den observerade utplattningen kan inte reproduceras av "Roche-modellen" som innebär rotation av massor och massakoncentration i mitten av stjärnan. Denna modellens misslyckande är ännu tydligare om man tar hänsyn till den så kallade "gravitation darkening" -effekten - detta är en ojämn temperaturfördelning på ytan som verkligen finns på Achernar under en så stark geometrisk deformation.
Syn
Denna nya mätning ger ett bra exempel på vad som är möjligt med VLT-interferometern redan i detta implementeringsstadium. Det är bra för framtida forskningsprojekt på denna anläggning.
Med den interferometriska tekniken öppnas nu nya forskningsfält som i slutändan kommer att ge mycket mer detaljerad information om former, ytförhållanden och inre strukturen hos stjärnor. Och i en inte alltför avlägsen framtid kommer det att bli möjligt att producera interferometriska bilder av skivorna i Achernar och andra stjärnor.
Ursprungskälla: ESO News Release
