Bildnachweis: ESO
Astronomen der Europäischen Südsternwarte haben einen extrem flachen Stern entdeckt 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. Offensichtlich dreht es sich schnell, aber seine Form passt nicht in die aktuellen Astrophysik-Modelle. Es sollte in der Geschwindigkeit, mit der es geht, Masse in den Weltraum verlieren. Zeit für ein paar neue Modelle.
Planeten und Sterne sind in erster Näherung rund. Denken Sie an die Erde, auf der wir leben. Denken Sie an die Sonne, den nächsten Stern, und wie er am Himmel aussieht.
Aber wenn man genauer darüber nachdenkt, stellt man fest, dass dies nicht ganz stimmt. Aufgrund ihrer täglichen Rotation ist die feste Erde leicht abgeflacht („abgeplattet“) – ihr äquatorialer Radius ist etwa 21 km (0,3%) größer als der polare. Sterne sind riesige Gaskugeln und einige von ihnen sind dafür bekannt, dass sie sich ziemlich schnell drehen, 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 Paranal-Observatorium der ESO 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), der am hellsten im südlichen Sternbild Eridanus (Der Fluss).
Sie stellen fest, dass Achernar viel flacher ist als erwartet – sein äquatorialer Radius ist mehr als 50% größer als der polare! Mit anderen Worten, dieser Stern hat die Form des bekannten Kreisels, der bei kleinen Kindern so beliebt ist.
Die für Achernar gemessene hohe Abflachung – eine Premiere in der beobachtenden Astrophysik – stellt die theoretische Astrophysik nun vor eine beispiellose Herausforderung. Der Effekt kann durch gängige Modelle stellarer Innenräume nicht reproduziert werden, wenn nicht bestimmte Phänomene berücksichtigt werden, z. meridionale Zirkulation an der Oberfläche („Nord-Süd-Ströme“) und ungleichmäßige Rotation in verschiedenen Tiefen im Inneren des Sterns.
Wie dieses Beispiel zeigt, werden interferometrische Techniken letztendlich sehr detaillierte Informationen über die Formen, Oberflächenbedingungen und inneren Strukturen von Sternen liefern.
VLTI-Beobachtungen von Achernar
Testbeobachtungen mit dem VLT-Interferometer (VLTI) am Paranal-Observatorium verlaufen gut [2] und die Astronomen haben nun damit begonnen, viele dieser ersten Messungen für wissenschaftliche Zwecke zu nutzen.
Ein spektakuläres Ergebnis, das gerade bekannt gegeben 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 11. und 12. November 2002. Für diese Beobachtungen wurden auch die beiden 40-cm-Siderostat-Testteleskope verwendet, die im März 2001 zur Gewinnung von „First Light“ mit dem VLT-Interferometer dienten. Sie wurden an ausgewählten Positionen auf der VLT-Beobachtungsplattform oben auf dem Paranal platziert, um eine „kreuzförmige“ Konfiguration mit zwei „Basislinien“ von 66 m bzw. 140 m bei 90? Winkel, vgl. PR-Foto 15a/03.
In regelmäßigen Zeitabständen wurden die beiden kleinen Teleskope auf Achernar ausgerichtet und die beiden Lichtstrahlen im VINCI-Testgerät im zentral gelegenen VLT-Interferometrielabor auf einen gemeinsamen Fokus gelenkt. 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 Deformation 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 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 Achsenverhältnis als 1,140 ? 0,029 und der Beziehung zwischen Rotationsgeschwindigkeit und Sternneigung einige Beschränkungen auferlegen.
Achernar ist ein Stern vom heißen B-Typ mit einer sechsfachen Sonnenmasse. Die Oberflächentemperatur beträgt etwa 20.000 °C und befindet sich in einer Entfernung von 145 Lichtjahren.
Das scheinbare Profil von Achernar (PR Foto 15b/03), basierend auf ca. 20.000 VLTI-Interferogrammen (im K-Band bei der Wellenlänge 2,2 µm) mit einer Gesamtintegrationszeit von über 20 Stunden, zeigt ein überraschend hohes Achsenverhältnis von 1,56 &mgr;m. 0,05 [3]. Dies ist offensichtlich auf die schnelle Rotation von Achernar zurückzuführen.
Theoretische Implikationen der VLTI-Beobachtungen
Die Winkelgröße von Achernars elliptischem Profil, wie in PR Foto 15b/03 angegeben, beträgt 0,00253 ? 0,0006 Bogensekunden (Hauptachse) und 0,00162 ≤ 0,00001 Bogensekunden (Nebenachse) [4] bzw.. Bei der angegebenen Entfernung betragen die entsprechenden Sternradien 12,0 &lgr; 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 – je nach Neigung der Polarachse des Sterns zur Sichtlinie kann er auch noch kleiner sein.
Das angegebene Verhältnis zwischen dem äquatorialen und polaren Radius von Achernar stellt eine beispiellose Herausforderung für die theoretische Astrophysik dar, insbesondere hinsichtlich des Massenverlusts von der Oberfläche, verstärkt durch die schnelle Rotation (der Zentrifugaleffekt) und auch die Verteilung des inneren Drehimpulses (die Rotationsgeschwindigkeit bei verschiedene Tiefen).
Die Astronomen kommen zu dem Schluss, dass Achernar entweder schneller rotieren muss (und damit näher an der „kritischen“ (Aufbruch-)Geschwindigkeit von etwa 300 km/sek.) als die Spektralbeobachtungen zeigen (ca. 225 km/sek Linien) oder es muss die Starrkörperdrehung verletzen.
Die beobachtete Abflachung kann durch das „Roche-Modell“, das Festkörperrotation und Massenkonzentration im Zentrum des Sterns impliziert, nicht reproduziert werden. Das Scheitern dieses Modells wird noch deutlicher, wenn man den sogenannten „Gravity Darkening“-Effekt berücksichtigt – das ist eine ungleichmäßige Temperaturverteilung auf der Oberfläche, die bei einer so starken geometrischen Verformung auf Achernar durchaus vorhanden ist.
Ausblick
Diese neue Messung ist ein schönes Beispiel dafür, was mit dem VLT-Interferometer bereits in dieser Phase der Implementierung möglich ist. Dies ist ein gutes Zeichen für die zukünftigen Forschungsprojekte an dieser Einrichtung.
Mit der interferometrischen Technik eröffnen sich nun neue Forschungsfelder, die letztlich viel detailliertere Informationen über Formen, Oberflächenbeschaffenheit und innere Struktur von Sternen liefern werden. Und in nicht allzu ferner Zukunft wird es möglich sein, interferometrische Bilder der Scheiben von Achernar und anderen Sternen zu erstellen.
Originalquelle: ESO-Pressemitteilung
