Bildnachweis: ESO
Astronomen des European Southern Observatory haben einen Stern entdeckt, der extrem flach ist. Alle rotierenden Objekte im Weltraum sind aufgrund ihrer Rotation abgeflacht. Sogar unsere Erde ist am Äquator 21 Kilometer breiter als von Pol zu Pol. Aber dieser neue Stern namens Achernar ist an seinem Äquator 50% breiter als an seinen Polen. Natürlich dreht es sich schnell, aber seine Form passt nicht in die aktuellen Astrophysikmodelle. Es sollte mit der Geschwindigkeit, mit der es geht, Masse in den Weltraum verlieren. Zeit für einige neue Modelle.
In erster Näherung sind Planeten und Sterne rund. Denken Sie an die Erde, auf der wir leben. Denken Sie an die Sonne, den nächsten Stern, und wie sie am Himmel aussieht.
Aber wenn Sie mehr darüber nachdenken, stellen Sie fest, dass dies nicht ganz stimmt. Aufgrund ihrer täglichen Rotation ist die feste Erde leicht abgeflacht („abgeflacht“) - ihr äquatorialer Radius ist etwa 21 km (0,3%) größer als der polare. Sterne sind enorme gasförmige Kugeln und einige von ihnen drehen sich bekanntermaßen ziemlich schnell, viel schneller als die Erde. Dies würde offensichtlich dazu führen, dass solche Sterne abgeflacht werden. Aber wie flach?
Jüngste Beobachtungen mit dem VLT-Interferometer (VLTI) am ESO Paranal Observatory haben es einer Gruppe von Astronomen [1] ermöglicht, die mit Abstand detaillierteste Ansicht der allgemeinen Form eines sich schnell drehenden heißen Sterns, Achernar (Alpha Eridani), zu erhalten am hellsten im südlichen Sternbild Eridanus (Der Fluss).
Sie finden, dass Achernar viel flacher als erwartet ist - sein äquatorialer Radius ist mehr als 50% größer als der polare! Mit anderen Worten, dieser Stern ist sehr ähnlich wie das bekannte Kreiselspielzeug geformt, das bei kleinen Kindern so beliebt ist.
Der für Achernar gemessene hohe Grad an Abflachung - eine Premiere in der beobachtenden Astrophysik - stellt die theoretische Astrophysik vor eine beispiellose Herausforderung. Der Effekt kann nicht durch übliche Modelle von Sterninnenräumen reproduziert werden, es sei denn, bestimmte Phänomene sind enthalten, z. meridionale Zirkulation an der Oberfläche („Nord-Süd-Ströme“) und ungleichmäßige Rotation in verschiedenen Tiefen innerhalb des Sterns.
Wie dieses Beispiel zeigt, liefern interferometrische Techniken letztendlich sehr detaillierte Informationen über die Formen, Oberflächenbedingungen und die innere Struktur von Sternen.
VLTI-Beobachtungen von Achernar
Testbeobachtungen mit dem VLT-Interferometer (VLTI) am Paranal-Observatorium verlaufen gut [2], und die Astronomen haben nun begonnen, viele dieser ersten Messungen für wissenschaftliche Zwecke zu nutzen.
Ein spektakuläres Ergebnis, das gerade angekündigt wurde, basiert auf einer Reihe von Beobachtungen des hellen südlichen Sterns Achernar (Alpha Eridani; der Name leitet sich von „Al Ahir al Nahr“ = „Das Ende des Flusses“ ab), die zwischen September durchgeführt wurden 11. und 12. November 2002. Für diese Beobachtungen wurden auch die beiden 40-cm-Siderostat-Testteleskope verwendet, mit denen im März 2001 mit dem VLT-Interferometer „First Light“ erhalten wurde. Sie wurden an ausgewählten Positionen auf der VLT-Beobachtungsplattform oben im Paranal platziert, um eine "kreuzförmige" Konfiguration mit zwei "Basislinien" von 66 m bzw. 140 m bei 90 ° zu erhalten. Winkel, vgl. PR Foto 15a / 03.
In regelmäßigen Zeitabständen wurden die beiden kleinen Teleskope auf Achernar gerichtet und die beiden Lichtstrahlen auf einen gemeinsamen Fokus im VINCI-Testinstrument im zentral gelegenen VLT Interferometric Laboratory gerichtet. Aufgrund der Erdrotation während der Beobachtungen war es möglich, die Winkelgröße des Sterns (vom Himmel aus gesehen) in verschiedene Richtungen zu messen.
Achernars Profil
Ein erster Versuch, die geometrische Verformung eines schnell rotierenden Sterns zu messen, wurde 1974 mit dem Narrabri Intensity Interferometer (Australien) am hellen Stern Altair des britischen Astronomen Hanbury Brown durchgeführt. Aufgrund technischer Einschränkungen konnten sich diese Beobachtungen jedoch nicht zwischen verschiedenen Modellen für diesen Stern entscheiden. In jüngerer Zeit beobachteten Gerard T. Van Belle und Mitarbeiter Altair mit dem Palomar Testbed Interferometer (PTI) und maßen sein scheinbares axiales Verhältnis mit 1,140? 0,029 und einige Einschränkungen für die Beziehung zwischen Rotationsgeschwindigkeit und Sternneigung.
Achernar ist ein Stern vom heißen B-Typ mit einer Masse, die sechsmal so groß ist wie die der Sonne. Die Oberflächentemperatur beträgt ca. 20.000 ° C und befindet sich in einer Entfernung von 145 Lichtjahren.
Das scheinbare Profil von Achernar (PR Photo 15b / 03), basierend auf etwa 20.000 VLTI-Interferogrammen (im K-Band bei einer Wellenlänge von 2,2 um) mit einer Gesamtintegrationszeit von über 20 Stunden, zeigt ein überraschend hohes axiales Verhältnis von 1,56? 0,05 [3]. Dies ist offensichtlich ein Ergebnis der schnellen Rotation von Achernar.
Theoretische Implikationen der VLTI-Beobachtungen
Die Winkelgröße des elliptischen Profils von Achernar gemäß PR Photo 15b / 03 beträgt 0,00253? 0,00006 Bogensekunden (Hauptachse) und 0,00162? 0,00001 Bogensekunden (Nebenachse) [4]. In der angegebenen Entfernung sind die entsprechenden Sternradien gleich 12,0? 0,4 und 7,7? 0,2 Sonnenradien bzw. 8,4 bzw. 5,4 Millionen km. Der erste Wert ist ein Maß für den Äquatorradius des Sterns. Der zweite ist ein oberer Wert für den Polarradius - abhängig von der Neigung der Polarachse des Sterns zur Sichtlinie kann er sogar noch kleiner sein.
Das angegebene Verhältnis zwischen dem äquatorialen und dem polaren Radius von Achernar stellt eine beispiellose Herausforderung für die theoretische Astrophysik dar, insbesondere hinsichtlich des Massenverlusts von der Oberfläche, der durch die schnelle Rotation (den Zentrifugaleffekt) und auch die Verteilung des inneren Drehimpulses (der Rotationsgeschwindigkeit bei) verstärkt wird verschiedene Tiefen).
Die Astronomen kommen zu dem Schluss, dass sich Achernar entweder schneller (und damit näher an der „kritischen“ (Aufbrech-) Geschwindigkeit von etwa 300 km / s) drehen muss als die spektralen Beobachtungen (etwa 225 km / s nach der Erweiterung des Spektrals) Linien) oder es muss die Starrkörperrotation verletzen.
Die beobachtete Abflachung kann vom „Roche-Modell“ nicht reproduziert werden, das eine Festkörperrotation und Massenkonzentration im Zentrum des Sterns impliziert. Das Versagen dieses Modells wird noch deutlicher, wenn der sogenannte „Gravitationsverdunkelungseffekt“ berücksichtigt wird - dies ist eine ungleichmäßige Temperaturverteilung auf der Oberfläche, die bei Achernar unter einer derart starken geometrischen Verformung sicherlich vorhanden ist.
Ausblick
Diese neue Messung liefert ein gutes Beispiel dafür, was mit dem VLT-Interferometer bereits in dieser Implementierungsphase möglich ist. Es ist ein gutes Zeichen für die zukünftigen Forschungsprojekte in dieser Einrichtung.
Mit der interferometrischen Technik eröffnen sich nun neue Forschungsfelder, die letztendlich viel detailliertere Informationen über die Formen, Oberflächenbedingungen und die innere Struktur von Sternen liefern. Und in nicht allzu ferner Zukunft wird es möglich sein, interferometrische Bilder der Scheiben von Achernar und anderen Sternen zu erstellen.
Originalquelle: ESO-Pressemitteilung
