Attēla kredīts: ESO
Astronomi ar Eiropas Dienvidu observatoriju ir atraduši zvaigzni, kas ir ārkārtīgi līdzena. Visi kosmosā rotējošie objekti ir saplacināti to rotācijas dēļ; pat mūsu Zeme ir par 21 kilometru platāka pie ekvatora, nekā tā ir no staba līdz stabam. Bet šī jaunā zvaigzne, saukta par Achernar, ir par 50% platāka pie sava ekvatora nekā pie tās poliem. Acīmredzot tas ātri griežas, bet tā forma neatbilst pašreizējiem astrofizikas modeļiem. Tam vajadzētu zaudēt masu kosmosā ar ātrumu, kāds tas notiek. Laiks dažiem jauniem modeļiem.
Līdz pirmajam tuvinājumam planētas un zvaigznes ir apaļas. Padomājiet par Zemi, kurā mēs dzīvojam. Padomājiet par Sauli, tuvāko zvaigzni un to, kā tā izskatās debesīs.
Bet, ja jūs par to domājat vairāk, jūs saprotat, ka tā nav pilnīgi taisnība. Sakarā ar ikdienas rotāciju, cietā Zeme ir nedaudz saplacināta (“izstiepta”) - tās ekvatoriālais rādiuss ir par 21 km (0,3%) lielāks nekā polārais. Zvaigznes ir milzīgas gāzveida sfēras, un ir zināms, ka dažas no tām rotē diezgan ātri, daudz ātrāk nekā Zeme. Tas acīmredzot izraisītu šādu zvaigžņu saplacināšanu. Bet cik plakana?
Jaunākie novērojumi, izmantojot VLT interferometru (VLTI) ESO Paranal Observatory, ļāva astronomu grupai [1] iegūt līdz šim visprecīzāko priekšstatu par ātri vērpjošās karstās zvaigznes Achernar (Alpha Eridani) vispārējo formu. spilgtākais dienvidu zvaigznājā Eridanus (The River).
Viņi atklāj, ka Achernar ir daudz glaimāks nekā gaidīts - tā ekvatoriālais rādiuss ir vairāk nekā par 50% lielāks nekā polārais! Citiem vārdiem sakot, šī zvaigzne ir ļoti veidota pēc labi pazīstamās rotaļlietas ar vērpšanu, kas ir tik populāra mazu bērnu vidū.
Achernaram noteiktais augstais saplacināšanas pakāpe - pirmais novērojošajā astrofizikā - tagad rada vēl nebijušu izaicinājumu teorētiskajai astrofizikai. Efektu nevar reproducēt ar parastajiem zvaigžņu interjera modeļiem, ja vien nav iestrādātas noteiktas parādības, piem. meridionāla cirkulācija uz virsmas (“ziemeļu-dienvidu straumes”) un nevienmērīga rotācija dažādos dziļumos zvaigznes iekšpusē.
Kā rāda šis piemērs, interferometriskās metodes galu galā sniegs ļoti detalizētu informāciju par zvaigžņu formām, virsmas apstākļiem un iekšējo struktūru.
VLTI Achernara novērojumi
Pārbaudes novērojumi ar VLT interferometru (VLTI) Paranal observatorijā norit sekmīgi [2], un tagad astronomi ir sākuši daudzus no šiem pirmajiem mērījumiem izmantot zinātniskiem mērķiem.
Viens iespaidīgs, tikko paziņots rezultāts ir balstīts uz spožo dienvidu zvaigznes Achernara (Alpha Eridani; nosaukums ir cēlies no “Al Ahir al Nahr” = “Upes gals”) novērojumu sērijām, kas tika veiktas laika posmā no septembra. Šajos novērojumos tika izmantoti arī divi 40 cm sānstatiskā testa teleskopi, kuru mērķis bija iegūt “pirmo gaismu” ar VLT interferometru 2001. gada martā. Tie tika novietoti izvēlētajās pozīcijās VLT novērošanas platformā Paranal augšpusē, lai nodrošinātu “krustveida” konfigurāciju ar divām “bāzes līnijām” attiecīgi 66 m un 140 m 90 ° leņķī? leņķis, sk. PR foto 15a / 03.
Ar regulāriem laika intervāliem divi mazi teleskopi tika vērsti uz Achernar, un abi gaismas stari tika novirzīti uz kopēju fokusu VINCI testa instrumentā centrā atrodas VLT interferometrijas laboratorijā. Zemes rotācijas dēļ novērojumu laikā bija iespējams izmērīt zvaigznes leņķisko izmēru (kā redzams debesīs) dažādos virzienos.
Acherāra profils
Pirmais mēģinājums izmērīt strauji rotējošās zvaigznes ģeometrisko deformāciju tika veikts 1974. gadā ar britu astronoma Hanburija Brauna palīdzību Narrabri intensitātes interferometru (Austrālija) uz spožās zvaigznes Altair. Tomēr tehnisko ierobežojumu dēļ šie novērojumi nespēja izšķirties starp dažādiem šīs zvaigznes modeļiem. Pavisam nesen Gerard T. Van Belle un līdzstrādnieki novēroja Altair ar Palomar Testbed Interferometer (PTI), izmērot tā šķietamo aksiālo attiecību kā 1,140? 0,029 un ieliekot dažus ierobežojumus attiecībai starp griešanās ātrumu un zvaigžņu slīpumu.
Achernar ir karstā B tipa zvaigzne, kuras masa ir 6 reizes lielāka par Saules masu. Virsmas temperatūra ir aptuveni 20 000 ° C, un tā atrodas 145 gaismas gadu attālumā.
Achernar šķietamais profils (PR Foto 15b / 03), kas balstīts uz aptuveni 20 000 VLTI interferogrammām (K joslā ar viļņa garumu 2,2 μm) ar kopējo integrācijas laiku virs 20 stundām, norāda uz pārsteidzoši augstu aksiālo attiecību - 1,56? 0,05 [3]. Acīmredzot tas ir Achernar straujās rotācijas rezultāts.
VLTI novērojumu teorētiskās nozīmes
Achernar eliptiskā profila leņķa izmērs, kā norādīts PR fotoattēlā 15b / 03, ir 0,00253? 0,00006 loka (galvenā ass) un 0,00162? Attiecīgi 0.00001 loka (mazā ass) [4]. Norādītajā attālumā atbilstošie zvaigžņu rādiusi ir vienādi ar 12,0? 0,4 un 7,7? 0,2 saules rādiuss jeb attiecīgi 8,4 un 5,4 miljoni km. Pirmā vērtība ir zvaigznes ekvatoriālā rādiusa mērs. Otrā ir polārā rādiusa augšējā vērtība - atkarībā no zvaigznes polārās ass slīpuma pret redzes līniju tā var būt pat mazāka.
Norādītā attiecība starp acherāra ekvatoriālo un polāro rādiusu ir vēl nebijis izaicinājums teorētiskajai astrofizikai, jo īpaši attiecībā uz masas zudumiem no virsmas, ko pastiprina strauja griešanās (centrbēdzes efekts), kā arī iekšējā leņķa momenta sadalījumu (griešanās ātrumu pie dažādi dziļumi).
Astronomi secina, ka Achernaram vai nu jāgriežas ātrāk (tātad tuvāk “kritiskajam” (sabrukšanas) ātrumam aptuveni 300 km / sek), nekā parāda spektrālie novērojumi (apmēram 225 km / sek. No spektrāla paplašināšanās) līnijas), vai arī tam ir jāpārkāpj stingrā ķermeņa rotācija.
Novēroto saplacinājumu nevar reproducēt ar “Ročes modeli”, kas nozīmē cieta ķermeņa pagriešanos un masas koncentrāciju zvaigznes centrā. Šī modeļa kļūme ir vēl acīmredzama, ja ņem vērā tā saukto “gravitācijas tumšošanas” efektu - tas ir nevienmērīgs temperatūras sadalījums uz virsmas, kas noteikti atrodas Achernaras šādā spēcīgā ģeometriskā deformācijā.
Outlook
Šis jaunais mērījums sniedz lielisku piemēru tam, ko jau šajā ieviešanas posmā var izmantot ar VLT interferometru. Tas labi palīdz turpmākiem pētniecības projektiem šajā objektā.
Ar interferometrijas paņēmienu tagad tiek atvērti jauni pētījumu lauki, kas galu galā sniegs daudz sīkāku informāciju par zvaigžņu formām, virsmas apstākļiem un iekšējo struktūru. Un ne pārāk tālā nākotnē būs iespējams izgatavot interferometriskus Achernara un citu zvaigžņu disku attēlus.
Oriģinālais avots: ESO ziņu izlaidums
