Crédit d'image: ESO
Les astronomes de l'Observatoire européen austral ont découvert une étoile extrêmement plate Tous les objets en rotation dans l'espace sont aplatis en raison de leur rotation; même notre Terre est 21 kilomètres plus large à l'équateur qu'elle ne l'est d'un pôle à l'autre. Mais cette nouvelle étoile, appelée Achernar, est 50% plus large à son équateur qu'à ses pôles. De toute évidence, il tourne rapidement, mais sa forme ne correspond pas aux modèles astrophysiques actuels. Il devrait perdre de la masse dans l'espace au rythme où il va. Il est temps pour de nouveaux modèles.
En première approximation, les planètes et les étoiles sont rondes. Pensez à la Terre sur laquelle nous vivons. Pensez au Soleil, l'étoile la plus proche, et à quoi il ressemble dans le ciel.
Mais si vous y réfléchissez davantage, vous vous rendez compte que ce n'est pas complètement vrai. En raison de sa rotation quotidienne, la Terre solide est légèrement aplatie («oblate») - son rayon équatorial est environ 21 km (0,3%) plus grand que le polaire. Les étoiles sont d'énormes sphères gazeuses et certaines d'entre elles sont connues pour tourner assez rapidement, beaucoup plus rapidement que la Terre. Cela provoquerait évidemment de telles aplatissements. Mais comment plat?
Des observations récentes avec l'interféromètre VLT (VLTI) à l'ESO Paranal Observatory ont permis à un groupe d'astronomes [1] d'obtenir de loin la vue la plus détaillée de la forme générale d'une étoile chaude à rotation rapide, Achernar (Alpha Eridani), la le plus brillant de la constellation du sud Eridanus (The River).
Ils trouvent qu'Achernar est beaucoup plus plat que prévu - son rayon équatorial est plus de 50% plus grand que celui polaire! En d'autres termes, cette étoile a la forme d'un jouet à toupie bien connu, si populaire chez les jeunes enfants.
Le haut degré d'aplatissement mesuré pour Achernar - une première en astrophysique observationnelle - pose désormais un défi sans précédent pour l'astrophysique théorique. L'effet ne peut être reproduit par des modèles courants d'intérieurs stellaires que si certains phénomènes sont incorporés, par ex. circulation méridionale en surface («ruisseaux nord-sud») et rotation non uniforme à différentes profondeurs à l'intérieur de l'étoile.
Comme le montre cet exemple, les techniques interférométriques fourniront finalement des informations très détaillées sur les formes, les conditions de surface et la structure intérieure des étoiles.
Observations VLTI d'Achernar
Les observations de test avec l'interféromètre VLT (VLTI) à l'Observatoire de Paranal se déroulent bien [2], et les astronomes ont maintenant commencé à exploiter bon nombre de ces premières mesures à des fins scientifiques.
Un résultat spectaculaire, qui vient d'être annoncé, est basé sur une série d'observations de l'étoile brillante du sud Achernar (Alpha Eridani; le nom est dérivé de «Al Ahir al Nahr» = «Le bout de la rivière»), effectué entre septembre 11 et 12 novembre 2002. Les deux télescopes de test du sidérostat de 40 cm qui ont servi à obtenir la «première lumière» avec l'interféromètre VLT en mars 2001 ont également été utilisés pour ces observations. Ils ont été placés à des positions sélectionnées sur la plate-forme d'observation VLT au sommet de Paranal pour fournir une configuration «en forme de croix» avec deux «lignes de base» de 66 m et 140 m, respectivement, à 90? angle, cf. Photo PR 15a / 03.
À intervalles de temps réguliers, les deux petits télescopes étaient dirigés vers Achernar et les deux faisceaux lumineux étaient dirigés vers un foyer commun dans l'instrument de test VINCI dans le laboratoire interférométrique VLT situé au centre. En raison de la rotation de la Terre pendant les observations, il a été possible de mesurer la taille angulaire de l'étoile (vue dans le ciel) dans différentes directions.
Profil d'Achernar
Une première tentative de mesure de la déformation géométrique d'une étoile en rotation rapide a été réalisée en 1974 avec l'interféromètre d'intensité Narrabri (Australie) sur l'étoile brillante Altair par l'astronome britannique Hanbury Brown. Cependant, en raison de limitations techniques, ces observations n'ont pas été en mesure de choisir entre différents modèles pour cette étoile. Plus récemment, Gerard T. Van Belle et ses collaborateurs ont observé Altair avec l'interféromètre à banc d'essai Palomar (PTI), mesurant son rapport axial apparent à 1,140? 0,029 et en plaçant certaines contraintes sur la relation entre la vitesse de rotation et l'inclinaison stellaire.
Achernar est une étoile de type B chaude, avec une masse de 6 fois celle du Soleil. La température de surface est d'environ 20 000 ° C et elle est située à une distance de 145 années-lumière.
Le profil apparent d'Achernar (PR Photo 15b / 03), basé sur environ 20000 interférogrammes VLTI (dans la bande K à la longueur d'onde 2,2? M) avec un temps d'intégration total de plus de 20 heures, indique un rapport axial étonnamment élevé de 1,56? 0,05 [3]. C’est évidemment le résultat de la rotation rapide d’Achernar.
Implications théoriques des observations VLTI
La taille angulaire du profil elliptique d'Achernar, comme indiqué dans la photo PR 15b / 03, est de 0,00253? 0,00006 arcsec (grand axe) et 0,00162? 0,00001 seconde d'arc (axe mineur) [4], respectivement. À la distance indiquée, les rayons stellaires correspondants sont égaux à 12,0? 0,4 et 7,7? 0,2 rayons solaires, soit 8,4 et 5,4 millions de kilomètres respectivement. La première valeur est une mesure du rayon équatorial de l'étoile. La seconde est une valeur supérieure pour le rayon polaire - selon l'inclinaison de l'axe polaire de l'étoile par rapport à la ligne de visée, elle peut être encore plus petite.
Le rapport indiqué entre les rayons équatorial et polaire d'Achernar constitue un défi sans précédent pour l'astrophysique théorique, en particulier en ce qui concerne la perte de masse de la surface augmentée par la rotation rapide (effet centrifuge) ainsi que la distribution du moment angulaire interne (la vitesse de rotation à différentes profondeurs).
Les astronomes concluent qu'Achernar doit soit tourner plus vite (et donc plus près de la vitesse «critique» (rupture) d'environ 300 km / sec) que ce que les observations spectrales montrent (à environ 225 km / sec de l'élargissement du spectre). lignes) ou il doit violer la rotation du corps rigide.
L'aplatissement observé ne peut être reproduit par le «modèle Roche» qui implique une rotation du corps solide et une concentration de masse au centre de l'étoile. L'échec de ce modèle est encore plus évident si l'on tient compte de ce que l'on appelle l'effet «d'obscurcissement par gravité» - il s'agit d'une distribution de température non uniforme à la surface qui est certainement présente sur Achernar sous une si forte déformation géométrique.
Perspective
Cette nouvelle mesure fournit un bel exemple de ce qui est possible avec l'interféromètre VLT déjà à ce stade de mise en œuvre. C'est de bon augure pour les futurs projets de recherche de cette installation.
Grâce à la technique interférométrique, de nouveaux domaines de recherche s'ouvrent actuellement, qui fourniront à terme des informations beaucoup plus détaillées sur les formes, les conditions de surface et la structure intérieure des étoiles. Et dans un avenir pas trop lointain, il deviendra possible de produire des images interférométriques des disques d'Achernar et d'autres étoiles.
Source d'origine: communiqué de presse de l'ESO
