W pierwszym przybliżeniu planety i gwiazdy są okrągłe. Tak postrzegamy naszą Ziemię i Słońce. Jeśli się jednak nad tym zastanowić, dochodzi się do wniosku, że nie jest to prawda. Na skutek obrotu Ziemia jest nieco spłaszczona. Jej promień równikowy jest o około 21 kilometrów (0,3 procenta) większy niż promień biegunowy. Gwiazdy to ogromne gazowe kule. O niektórych z nich wiadomo, że obracają się bardzo szybko, znacznie szybciej niż Ziemia. Musi to powodować ich spłaszczenie. Ale jak wielkie ono jest?

Najnowsze obserwacje wykonane za pomocą interferometru VLTI znajdującego się w ESO Paranal Observatory pozwoliły grupie astronomów na uzyskanie podstawowych informacji o kształcie szybko obracającej się, gorącej gwiazdy Achernan (najjaśniejszy obiekt w znajdującym się na niebie południowym gwiazdozbiorze Rzeki Erydan).

Odkryli oni, że promień równikowy tej gwiazdy jest o 50 procent większy niż biegunowy. Wygląda ona więc jak dziecięcy bączek.

Spłaszczenie zmierzone w przypadku Achernara jest wyzwaniem dla teoretycznej astrofizyki. Efekt ten nie może być odtworzony przez używane modele gwiazdowych wnętrz, dopóki nie zostaną w nie włączone dodatkowe zjawiska jak poruszające się północ-południe strumienie gazu czy niejednorodny obrót warstw gwiazdy położonych na różnych głębokościach.

Przykład pokazuje, że techniki interferometryczne mogą dostarczać bardzo szczegółowych informacji o kształtach, strukturze wewnętrznej i warunkach panujących na powierzchniach gwiazd.

Obserwacje Achernara wykonane przez VLTI

Testy obserwacyjne instrumentów VLTI przebiegły dobrze i astronomowie zaczęli wykorzystywać je do dokonywania pierwszych pomiarów naukowych.

Jeden ze spektakularnych wyników ogłoszonych w ostatnim czasie opiera się na serii obserwacji jasnej gwiazdy nieba południowego, Achernara (nie jest ona widoczna z szerokości geograficznych Polski). Nazwa gwiazdy pochodzi od „Al Ahir al Nahr” („Koniec Rzeki”). Była ona obserwowana w okresie od 11 września do 12 listopada 2002 roku. Jako dodatkowego sprzętu użyto dwóch 40-centymetrowych teleskopów. Zostały one umieszczone w odpowiednich miejscach platformy VLT. Dzięki temu uzyskano drugą, prostopadłą bazę. Długość jednej z nich to 66, a drugiej 140 metrów. Kat między bazami wynosi 90 stopni.

W regularnych odstępach czasu na gwiazdę kierowano dwa małe teleskopy. Dane z obu instrumentów kierowane były do laboratorium. Dzięki obrotowi Ziemi możliwy stał się pomiar rozmiarów gwiazdy w różnych kierunkach (pomiar rozmiarów widzianych na niebie).

Kształt Achernara

Pierwsze próby pomiarów deformacji geometrycznej szybko obracających się gwiazd wykonane zostały w 1974 roku za pomocą Narrabri Intensity Interferometer w Australii przez brytyjskiego astronoma Hanbury’ego Browna obserwującego Altaira. Ograniczenia techniczne nie pozwoliły wtedy na wybór pomiędzy dwoma odmiennymi modelami gwiazdy. Później obserwacje tej samej gwiazdy zostały wykonane przez Gerarda T. Van Belle’a i jego współpracowników za mocą instrumentu Palomar Testbed Interferometer. Stwierdzili oni, że parametr geometryczny (odpowiadający w pierwszym przybliżeniu stosunkowi dwóch promieni gwiazdy) wynosi 1,140 +- 0,029. Nałożyli oni też pewne ograniczenia na związek pomiędzy prędkością rotacji i nachyleniem osi obrotu gwiazdy.

Achernar to gorąca gwiazda typu widmowego B. Jej masa jest 6 razy większa niż masa Słońca, temperatura to około 20 tysięcy kelwinów, a odległość 145 lat świetlnych.

Kształt gwiazdy uzyskany na podstawie około 20 tysięcy interferogramów wykonanych w ciągu ponad 20 godzin obserwacji można opisać parametrem geometrycznym równym 1.56 +- 0.05. To naturalnie efekt bardzo szybkiego obrotu Achernara.

Wygląd Achernata utworzony na podstawie obserwacji VLTI. Pokazano modele różniące się kątem pomiędzy osią obrotu gwiazdy a kierunkiem Ziemia-gwiazda. Na rysunku A wynosi on 50, a na rysunku B – 90 stopni.

Teoretyczne wniosku z obserwacji VLTI

Kątowy promień większej osi Achernara to 0.00253 +- 0.00006 sekundy, a mniejszej 0.00162 +- 0.00001 sekundy. Przy znanej odległości do gwiazdy można obliczyć, że jej rzeczywiste rozmiary to 12,0 +- 0,4 i 7,7 +- 0,2 promieni słonecznych czyli odpowiednio 8,4 i 5,4 miliona kilometrów. Pierwsza z liczb to promień równikowy. Druga to górne ograniczenie promienia biegunowego (jej wartość zależy od nachylenia osi obrotu do kierunku obserwacji, a więc rzeczywista wartość tego promienia może być mniejsza.

Oszacowany stosunek promieni gwiazdy jest wyzwaniem dla astrofizyki teoretycznej, w szczególności dla problemów powierzchniowej utraty masy na skutek szybkiej rotacji i wewnętrznego rozkładu momentu pędu (związanego z różnymi okresami obrotu na różnych głębokościach gwiazdy).

Astronomowie doszli do wniosku, że Achernar musi się obracać z większą prędkością niż dotychczas sądzono na podstawie obserwacji poszerzenia linii widmowych. Dotychczas przyjmowana prędkość warstw powierzchniowych (około 225 kilometrów na sekundę) musi być albo bliższa krytycznej prędkości 300 kilometrów na sekundę, przy której nastąpiłoby rozerwanie gwiazdy, lub też jej obrót nie może być obrotem bryły sztywnej.

Obserwowane spłaszczenie nie może być odtworzone przez tzw. model Roche’a zakładający obrót gwiazdy jako bryły sztywnej i skupienie masy w jej centrum. Dodatkowy efekt to tak zwane „grawitacyjne pociemnienie”. Tak nazywa się możliwe różnice temperatur na powierzchni Achernara na powstałe na skutek silnej deformacji geometrycznej.

Co w przyszłości?

Omawiane pomiary są doskonałym przykładem tego, co może być uzyskane za pomocą interferometru VLTI na obecnym poziomie wyposażenia. Dobrze rokuje to na przyszłość.

Nowa technika pozwoli na dokładny wgląd w kształty, struktury wewnętrzne gwiazd oraz warunki panujące na ich powierzchniach.

Autor

Michał Matraszek