Umělec ilustrace Vega. Obrazový kredit: NOAO. Klikni pro zvětšení.
Silné ztmavnutí pozorované kolem rovníku Vegy naznačuje, že pátá nejjasnější hvězda na Zemi má obrovský teplotní rozdíl 4 000 stupňů Fahrenheita od své chladné rovníkové oblasti k jejím horkým pólům.
Modely hvězdy založené na těchto pozorováních naznačují, že Vega se otáčí o 92 procent úhlové rychlosti, která by způsobila, že se fyzicky rozpadne, mezinárodní tým astronomů dnes oznámený ve Washingtonu na DC na 207. zasedání Americké astronomické společnosti .
Tento výsledek potvrzuje myšlenku, že velmi rychle rotující hvězdy jsou chladnější ve svých rovnicích a teplejší na jejich pólech, a to ukazuje, že prachový zbytkový disk, o kterém je známo, že existuje kolem Vegy, je výrazně méně osvětlen hvězdným světlem, než bylo dříve rozpoznáno.
"Tato zjištění jsou významná, protože řeší některá matoucí měření hvězdy a měla by nám pomoci získat mnohem lepší porozumění disku Vega s kruhovými úlomky," říká Jason P. Aufdenberg, člen postuctora Michelsona na Národní optické observatoři astronomie v Tucsonu. , Arizoně.
Tento disk s troskami pochází hlavně z kolize skalnatých těl podobných tělu. "Spektrum Vega při pohledu z rovníkové roviny, stejná rovina jako disk s troskami, by mělo být na základě těchto nových výsledků přibližně poloviční jako spektrum pozorované z pólu," vysvětluje Aufdenberg.
Tým získal vysoce přesná interferometrická měření jasné standardní hvězdy Vega za použití Centra pro astronomii s vysokým úhlovým rozlišením (CHARA) Array, kolekce šesti 1-metrových dalekohledů umístěných na hoře Wilson v Kalifornii a provozovaných Gruzínskou státní univerzitou.
S maximální základní linií 330 metrů (1 083 stop) je CHARA Array schopen rozlišit detaily tak malé, jak 200 mikro-arcsekund, což odpovídá úhlové velikosti niklu pozorované ze vzdálenosti 10 000 mil. CHARA Array přivádí hvězdnou hvězdu Vegy k nástroji pro optické vlákno spojené s vláknem (FLUOR) vyvinutému Laboratoire d´Etudes Spatiales et d´Instrumentation en Astrophysique of the Observatoire de Paris.
Jedním z hlavních důsledků rychlé rotace Vegy je významný pokles efektivní atmosférické teploty přibližně o 2 300 Kelvinů (4 000 stupňů Fahrenheita) z pólu do rovníku. Tento efekt, známý jako „ztmavnutí gravitací“, poprvé předpověděl teoretický astronom E. Hugo von Zeipel v roce 1924.
Měření rozložení jasu povrchu Vegy z měření CHARA / FLUOR také ukazuje, že je silně „potemnělá končetina“. Tmavost končetin se týká klesajícího jasu v obraze hvězdy od středu obrazu k okraji nebo „končetině“ obrazu.
Nová měření jsou v souladu s „pólovým“ modelem pro Vegu, který poprvé navrhl Richard O. Gray z Appalačské státní univerzity, který navrhuje, aby Vegaův pól rotace směřoval k Zemi. Pohled na Vega znamená, že relativně chladný rovník odpovídá končetině hvězdy, takže efekt ztmavnutí končetiny dále zvyšuje účinek ztmavení končetin.
Data CHARA / FLUOR podporují model Vega s gravitačním zatemněním, který ukazuje, že tmavnutí končetin Vega je 2,5krát silnější při vlnové délce 2,2 mikronů, než se očekává u hvězdy s jedinou účinnou atmosférickou teplotou. Archivní pozorování mezinárodního ultrafialového průzkumníka naznačuje, že tento model pro Vegu není úplný. Na daleko ultrafialových vlnových délkách, pod 140 nanometrů, je model obecně příliš jasný.
Vega se nachází ve vzdálenosti 25 světelných let od Země v souhvězdí Lyra a každých 12,5 hodiny se otáčí kolem své osy. Pro srovnání je průměrná doba rotace Slunce přibližně 27 pozemských dnů. Vega je asi 2,5krát hmotnější než Slunce a 54krát jasnější.
Při rychlé rychlosti rotace Vegy je atmosféra hvězdy zkreslená a ve svém rovníku vyboulí o 23 procent ve srovnání s póly. Tento typ rotačního zkreslení je vidět na obrázcích planety Saturn, kde je rovníkový průměr planety zhruba o 10 procent širší než polární průměr. Přímé měření rotačního zkreslení Vegy se skrývá díky jeho pólovému vzhledu. Přesný úhlový průměr a ztmavnutí měřené pomocí CHARA / FLUOR jsou však v souladu s tímto zkreslením.
Tyto výsledky staví na nedávných měřeních Vegy získaných týmem vedeným Deane M. Petersonovou ze Státní univerzity v New Yorku, Stony Brook, pomocí optického interferometru Navy Prototype.
Spoluautoři tohoto výsledku zahrnují Antoine M? Rand, Vincent Coud? du Foresto, Emmanuel Di Folco a Pierre Kervella z Observatoire de Paris-Meudon, Francie; Olivier Absil z University of Liège, Belgie; Stephen T. Ridgway z Národní observatoře optické optiky, Tucson, Arizona a NASA; Harold A. McAlister, Theo A. ten Brummelaar, Judit Sturmann, Laszlo Sturmann a Nils H. Turner z Centra pro astronomii s vysokým úhlovým rozlišením, Georgia State University, Atlanta, Georgia a Mount Wilson Observatory, Kalifornie; a David H. Berger z University of Michigan, Ann Arbor, Michigan.
Tato práce byla provedena částečně na základě smlouvy s Jet Propulsion Laboratory (JPL) financovanou NASA prostřednictvím Michelson Fellowship Program. JPL je spravován pro NASA Kalifornským technologickým institutem. CHARA Array provozuje Centrum pro astronomii s vysokým úhlovým rozlišením, Georgia State University, Atlanta, GA. Další podpora pochází od National Science Foundation, Keck Foundation a Packard Foundation.
Národní observatoř optické optiky je provozována Asociací univerzit pro výzkum v Astronomii Inc. (AURA) na základě dohody o spolupráci s NSF.
Původní zdroj: NOAO News Release
