Vega kunstniku illustratsioon. Kujutise krediit: NOAO. Pilt suuremalt.
Vega ekvaatori ümbruses täheldatud tugev pimendamine viitab sellele, et Maa taeva viienda heledaima tähe temperatuuride erinevus selle jahedast ekvatoriaalpiirkonnast kuumade poolusteni on 4000 kraadi Fahrenheiti järgi.
Nendel vaatlustel põhinevad tähemudelid viitavad sellele, et Vega pöörleb 92 protsenti nurkkiirusest, mis põhjustaks selle füüsilise lagunemise, teatas rahvusvaheline astronoomide meeskond täna Washingtonis Ameerika astronoomiaühingu 207. koosolekul .
See tulemus kinnitab ideed, et väga kiiresti pöörlevad tähed on ekvaatorite juures jahedamad ja nende pooluste juures kuumemad, ning see näitab, et Vega ümbruses teadaolevalt esinev tolmune prügiketas on tähe valguse poolt märgatavalt vähem valgustatud kui varem tuvastatud.
"Need leiud on olulised, kuna need lahendavad tähe mõned segased mõõtmised ja need peaksid aitama meil paremini mõista Vega ümmarguse prahi ketast," ütleb Tasoni Riikliku Optilise Astronoomia Vaatluskeskuse Michelsoni järeldoktor Jason P. Aufdenberg. , Arizona.
See prügiketas tuleneb peamiselt kiviste asteroiditaoliste kehade kokkupõrkest. "Vega spekter, vaadatuna selle ekvatoriaaltasapinnast, mis on samal tasemel prahi kettaga, peaks nende uute tulemuste põhjal olema umbes poole heledam kui pooluse poolt vaadatav spekter," selgitab Aufdenberg.
Töörühm sai heleda standardtähe Vega ülitäpse interferomeetrilise mõõtmise, kasutades kõrgnurkse eraldusvõimega astronoomiakeskuse (CHARA) massiivi - kuue 1-meetrise teleskoobi kollektsiooni, mis asub Californias Wilsoni mäel ja mida haldab Georgia osariigi ülikool.
Maksimaalse lähtejoonega 330 meetrit (1083 jalga) võimaldab CHARA array eraldada nii pisikesi detaile kui 200 mikrokaaresekundit, mis võrdub nikli nurga suurusega 10 000 miili kauguselt. CHARA massiiv toitis Vega tähevalgust Fiber Linked Unit for Optical rekombinatsiooni (FLUOR) instrumendile, mille töötas välja Pariisi Observatoire'i Laboratoire d’Etudes Spatiales et d’Instrumentation en Astrophysique.
Vega kiire pöörlemise üks peamisi tagajärgi on efektiivse õhutemperatuuri oluline langus poolusest ekvaatorini umbes 2300 kelvini (4000 kraadi Fahrenheiti järgi). Seda mõju, mida nimetatakse raskusjõu tumenemiseks, ennustas esmakordselt teoreetiline astronoom E. Hugo von Zeipel 1924. aastal.
Vega pinna heleduse jaotuse CHARA / FLUOR mõõtmistulemused näitavad ka, et see on tugevalt jäseme tumenenud. Jäsemete tumenemine viitab tähe kujutise heleduse vähenemisele pildi keskpunktist kuni pildi servani või jäsemeni.
Uued mõõtmised on kooskõlas Vega "pole-on" mudeliga, mille esmakordselt pakkus välja Appalachia Riikliku Ülikooli Richard O. Gray ja mis soovitab Vega pöördemomendil pöörduda Maa poole. Vega poolusvaade tähendab, et suhteliselt jahe ekvaator vastab tähe jäsemele, nii et gravitatsiooni tumendav efekt suurendab jäsemete tumenemise efekti veelgi.
CHARA / FLUOR-i andmed toetavad Vega rull-raskusjõuga pimendatud mudelit, näidates, et Vega jäsemete tumenemine on 2,2 mikroni lainepikkusel 2,5 korda tugevam kui ühe efektiivse atmosfääri temperatuuriga tähe puhul oodata. Rahvusvahelise ultraviolettkiirguri arhiivvaatlus näitab, et Vega jaoks see mudel pole täielik. Ultraviolettkiirguse lainepikkustel, alla 140 nanomeetri, on mudel üldiselt liiga hele.
Asudes Lyra tähtkujus Maast 25 valgusaasta kaugusel, pöörleb Vega oma telje ümber iga 12,5 tunni järel. Võrdluseks - Päikese keskmine pöörlemisperiood on umbes 27 Maa päeva. Vega on umbes 2,5 korda massiivsem kui Päike ja 54 korda heledam.
Vega kiire pöörlemiskiiruse korral on tähe atmosfäär moondunud, ulatudes ekvaatoril oma postidega võrreldes 23 protsenti laiemalt. Seda tüüpi pöördemomente võib näha Saturni planeedi piltidelt, kus planeedi ekvatoriaalläbimõõt on umbes 10 protsenti laiem kui polaarläbimõõt. Vega pöördemomendi otsene mõõtmine on varjatud selle välimusega. CHARA / FLUOR-i abil mõõdetud täpsed nurgadiameeter ja tumenemine vastavad sellele moonutusele.
Need tulemused põhinevad hiljutistel Vega mõõtmistel, mille on omandanud New Yorgi osariigi ülikooli Stony Brooki Deane M. Petersoni juhitud meeskond, kasutades mereväe prototüübi optilist interferomeetrit.
Selle tulemuse kaasautoriteks on Antoine M? Rand, Vincent Coud? du Foresto, Emmanuel Di Folco ja Pierre Kervella Pariisi-Meudoni observatooriumist, Prantsusmaa; Olivier Absil Liibüni ülikoolist, Belgia; Stephen T. Ridgway Riiklikust Optilise Astronoomia Vaatluskeskusest, Tucson, Arizona ja NASA; Harold A. McAlister, Theo A. ten Brummelaar, Judit Sturmann, Laszlo Sturmann ja Nils H. Turner Gruusia Riikliku Ülikooli Kõrgnurkse eraldusvõimega astronoomia keskusest, Atlanta, Georgia, ja Mount Wilsoni observatooriumist Californias; ja David H. Berger Michigani ülikoolist, Ann Arbor, Michigan.
See töö tehti osaliselt lepingu alusel Jet Propulsion Laboratory'ga (JPL), mida rahastas NASA Michelsoni sõprusprogrammi kaudu. JPL-i haldab NASA jaoks California tehnoloogiainstituut. CHARA massiivi haldab Georgia nurgaülikooli kõrge nurga eraldusvõimega astronoomia keskus, Atlanta, GA. Täiendav toetus tuleb riiklikelt teaduse sihtasutuselt, Kecki fondilt ja Packardi fondilt.
Riiklikku optilise astronoomia vaatluskeskust haldab NSF-iga sõlmitud koostöölepingu alusel astronoomia valdkonna teadusuuringute ülikoolide liit (AURA).
Algne allikas: NOAO pressiteade
