画像クレジット：ESO
ヨーロッパ南天天文台の天文学者たちは、非常に平らな星を発見しました。宇宙で回転しているすべての物体は、それらの回転のために平らになっています。私たちの地球でさえ、極対極よりも赤道で21キロメートル広いです。しかし、Achernarと呼ばれるこの新しい星は、その赤道でその極よりも50％広いです。明らかに高速で回転していますが、その形状は現在の天体物理学モデルに適合していません。それは行く速度で宇宙に質量を失うはずです。いくつかの新しいモデルの時間。
最初の近似では、惑星と星は円形です。私たちが住んでいる地球を考えてみてください。最も近い星である太陽と、それが空でどのように見えるかを考えてください。
しかし、それについてもっと考えれば、これは完全に真実ではないことに気付くでしょう。毎日の回転により、固体の地球はわずかに平坦化され（「扁平」）、その赤道半径は極地の半径よりも約21 km（0.3％）大きくなります。星は巨大な気体の球体であり、それらのいくつかは地球よりもはるかに速く、かなり速く回転することが知られています。これは明らかにそのような星を平らにするでしょう。しかし、どのように平坦ですか？
ESOパラナル天文台でのVLT干渉計（VLTI）による最近の観測により、天文学者のグループ[1]は、高速に回転するホットスター、Achernar（アルファエリダニ）の一般的な形状の最も詳細なビューをはるかに得ることができました。南の星座エリダヌス座（川）で最も明るい。
彼らは、Achernarが予想よりもはるかに平坦であることを発見しました-その赤道半径は極のものより50％以上大きいです！言い換えれば、この星はよく知られているスピニングトップのおもちゃに非常によく似ており、幼い子供たちの間で非常に人気があります。
Achernarで測定された高度な平坦化–観測天体物理学の最初のもの–は現在、理論天体物理学に前例のない課題を提起しています。効果は、特定の現象が組み込まれていない限り、恒星の内部の一般的なモデルでは再現できません。表面の子午面循環（「南北の流れ」）と星内部の異なる深さでの不均一な回転。
この例が示すように、干渉技術は最終的に星の形状、表面状態、内部構造に関する非常に詳細な情報を提供します。
AchernarのVLTI観測
Paranal ObservatoryでのVLT干渉計（VLTI）によるテスト観測は順調に進んでおり[2]、天文学者はこれらの最初の測定値の多くを科学的な目的で利用するようになりました。
発表されたばかりの見事な結果の1つは、9月の間に行われた、明るい南の星Achernar（Alpha Eridani、名前は「Al Ahir al Nahr」=「川の終わり」に由来する）の一連の観測に基づいています。これらの観測には、2001年3月にVLT干渉計で「最初の光」を得るために使用された2つの40 cmシデロスタットテスト望遠鏡も使用されました。それらは、パラナルの上部にあるVLT観測プラットフォームの選択された位置に配置され、90でそれぞれ66 mと140 mの2つの「ベースライン」を備えた「十字型」構成を提供しました。角度、cf。 PR写真15a / 03。
定期的な間隔で、2つの小さな望遠鏡がAchernarに向けられ、2つの光ビームは、中央に配置されたVLT干渉研究所のVINCIテスト機器の共通の焦点に向けられました。観測中の地球の回転により、さまざまな方向での星の角度の大きさ（上空で見られる）を測定することができました。
Achernarのプロフィール
高速回転星の幾何学的変形を測定する最初の試みは、1974年にイギリスの天文学者ハンベリーブラウンによって明るい星AltairでNarrabri強度干渉計（オーストラリア）を使用して行われました。ただし、技術的な制限により、これらの観測ではこの星の異なるモデルを決定できませんでした。最近では、Gerard T. Van Belleと共同研究者は、Palomar Testbed Interferometer（PTI）でAltairを観察し、見かけの軸比を1.140と測定しました。 0.029そして、回転速度と恒星の傾きの間の関係にいくつかの制約を課します。
Achernarは、太陽の6倍の質量を持つ、ホットBタイプの星です。表面温度は約20,000℃で、145光年の距離にあります。
合計積分時間が20時間を超える約20,000のVLTIインターフェログラム（波長2.2μmのKバンド）に基づくAchernar（PR写真15b / 03）の見かけのプロファイルは、1.56の驚くほど高い軸比を示しています。 0.05 [3]。これは明らかに、Achernarの急速な回転の結果です。
VLTI観測の理論的意味
PR写真15b / 03に示されているAchernarの楕円形プロファイルの角度サイズは0.00253ですか？ 0.00006 arcsec（主軸）と0.00162？それぞれ0.00001アーク秒（短軸）[4]。指定された距離で、対応する恒星の半径は12.0に等しいですか？ 0.4と7.7？ 0.2太陽半径、またはそれぞれ840万および540万km。最初の値は、星の赤道半径の測定値です。もう1つは極半径の上限値です。視線に対する星の極軸の傾きによっては、さらに小さくなる場合があります。
Achernarの赤道半径と極半径の間の示された比率は、理論的な天体物理学にとって、これまでにない挑戦を構成します。特に、高速回転（遠心効果）と内部角運動量（回転速度異なる深さ）。
天文学者は、Achernarは、スペクトル観測が示すもの（スペクトルの広がりから約225 km /秒）よりも速く（したがって、約300 km /秒の「臨界」（分解）速度に近づく）必要があると結論付けています。行）または、剛体回転に違反する必要があります。
観測された平坦化は、星の中心での固体の回転と質量集中を意味する「ロシュモデル」では再現できません。いわゆる「重力暗化」効果を考慮すると、そのモデルの失敗はさらに明白になります。これは、表面の不均一な温度分布であり、このような強い幾何学的変形の下でAchernarに確実に存在します。
見通し
この新しい測定は、実装のこの段階ですでにVLT干渉計を使用して実行できることの良い例を提供します。この施設での今後の研究プロジェクトの前兆となるでしょう。
干渉計技術により、新しい研究分野が開かれ、最終的には星の形状、表面状態、内部構造に関するより詳細な情報が提供されます。そして、それほど遠くない将来に、Achernarと他の星の円盤の干渉画像を生成することが可能になるでしょう。
元のソース：ESOニュースリリース
