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[干涉仪观测下的恒星自转与重力昏暗效应]

(本文为AstroLeaks试稿第九篇,我们仍在尽力尝试拓展我们文章的覆盖范围,本文介绍的内容属于天体物理基础课程-恒星结构演化的相关但普遍被忽略的内容,希望能让有志于认真学习天体物理的同学都能有所收获;希望大家也能踊跃投稿;欢迎就文章形式,难度,排版等各种问题发表您的意见!)

标题: Colder and Hotter: Interferometric Imaging of β Cassiopeiae and α Leonis
作者: X. Che, J. D. Monnier, M. Zhao, E. Pedretti, N. Thureau, A. Mérand, T. ten Brummelaar, H. McAlister, S. T. Ridgway, N. Turner, J. Sturmann and L. Sturmann
论文索引: X. Che et al. 2011 ApJ 732 68
编辑供稿: 黄崧 ( 南京大学 )

背景介绍:

所有学习过恒星结构演化课程的同学一定会记得,在介绍恒星结构的4个基本方程之前,所有的教科书都会强调,这里介绍的模型是忽略了恒星自转和磁场的,比较负责的还会给出恒星自转动能和磁能与引力能的比较,从量级上显示其可以忽略的原因,让大家放心。但事实上,随着学习我们都会明白,这是一个很危险的假定,事实上我们已经渐渐的了解到,恒星自转是除了质量和化学组成之外的另一个重要性质,可以改变恒星的有效温度和光度,甚至化学组成,质量损失和演化轨迹( Meynet & Maeder 2000 )

在上一个世纪的恒星研究中,之所以普遍忽略了自转,是因为,

  • 1. 多数恒星的自转确实较为缓慢;
  • 2. 至今没有完整的可以与恒星结构演化结合的很好的自转模型;
  • 3. 从观测角度看,只有自转速度的视向分量可以比较好的测得 (这是因为一般观测下,恒星为点源,自转只能通过谱线的旋转致宽来研究)。
  • 恒星自转和表面温度相联系,冷星自转慢,热星自转快;已经观测到了很多热星的赤道处自转速度可以超过 120km/s (Abt & Morrell 1995; Abt et al. 2002; 恒星自转为较差自转,随纬度而不同)。这样高的自转速度所对应的离心力可以显著的改变恒星的形状,使得恒星变成扁圆的椭球( oblate: 有自转且自引力下保持流体静力学平衡的天体的形状)。这样的一个后果就是在两极和赤道处的表面重力加速度会不同,恒星表面温度也会随之改变,由于赤道处有效引力较低,表面温度也相对低于两极,使得赤道处的亮度有所下降:这个效应称为重力昏暗效应 ( Gravity Darkening ),最早由瑞典天文学家Von Zeipel研究描述 ( von Zeipel 1924a, 1924b ),他给出了一个对应于完全辐射包层恒星的表面光度和有效温度随与自转平面倾角改变的理论公式预测:

    eq1

    这个公式一般称为Zeipel理论,已经被使用了近100年。(在一般化的自转理论中,用一个幂指数β描述上面的关系,对Zeipel理论,β=0.25; 对于完全对流包层,也有相应的近似理论,称为Lucy模型,β=0.08 )。

    直到最近,利用近红外地面干涉仪,天文学家们终于可以对恒星做出空间分辨的观测,尽管不可能像观测太阳那样,但已经足够可以复原出恒星的形状,表面亮度的分布等重要性质;目前已经有一些高自转的亮星有了干涉仪观测,显示出Zeipel理论只能给出一种近似的经验描述,对于重力昏暗效应背后的物理过程,我们还不很清楚。

    观测简介:

    本文利用CHARA(Center for High Angular Resolution Astronomy)的长基线光学/近红外干涉仪上面的MIRC设备(Michigan Infra-Red Combiner: beam combiner 合束器) 对两颗明亮的高自转恒星:β Cassiopeiae(王良一) 和 α Leonis(轩辕十四) 进行了H波段(1.45-1.85微米)的干涉观测。这两颗恒星都是2等左右的亮星:王良一距离我们16.8秒差距(pc),质量为2太阳质量,赤道半径略小于4倍太阳半径;轩辕十四更是大家熟知的亮星,光谱型B型,质量为3倍太阳质量,赤道半径4太阳半径。两颗恒星以前都有自转速度的测量,分别约为80km/s和350km/s。


    chara

    Fig.1: 位于Wilson山上的CHARA干涉阵示意图

    本文使用的设备是George State大学所有的CHARA阵列,位于Wilson山上,由6架口径一米的望远镜组成一个Y字型阵列,可以同时提供15条从34m到331m的基线,是目前已经投入使用的最大的光学红外干涉阵列,在H波段可以提供~0.04毫角秒的可怕分辨率。但在这个分辨率下,也有很严重的问题,就是像扰动的速度快于CCD的读出速度,这也是限制地面红外干涉的一个主要因素;目前,使用特殊的校准方法,CHARA可以把测量的不确定度限制在3%以内。关于光学/红外波段的干涉观测细节,远远超出了本文的讨论范围,请参考文后的延伸阅读。

    主要结果:


    leo

    Fig.2: 轩辕十四的观测结果:左侧为重构的恒星表面温度分布,恒星表面的虚线为等温度线;右侧为模型拟合得到的结果。


    cas

    Fig.3: 王良一的观测结果:左侧为重构的恒星表面温度分布,恒星表面的虚线为等温度线;右侧为模型拟合得到的结果。

    本文工作的具体细节较为复杂,这里只能简单的总结一下主要结论。简单的说,利用修正Zeipel模型 (就是上面的公式把0.25变成自由参数)来拟合恒星的表面有效温度分布发现,两颗恒星的自转速度都接近了临界速度;对于王良一和轩辕十四,高速的自转使得恒星赤道半径比极半径分别多出了24%和30%,赤道处的表面温度比两极低了1000和3000K。改正了自转效应之后,作者发现轩辕十四的质量应该是4.15太阳质量,比原先的估计高了不少。另一个重要的发现就是两颗恒星的β参数都偏离了“标准模型”不少(0.19),对于轩辕十四,一般认为这颗恒星应该是完全的辐射包层,符合Zeipel最初模型的假设。这种偏离显示了恒星自转模型中显著的不完善,一种可能是没有考虑恒星内部子午环流的影响,这样的环流可以打破严格的辐射平衡;而另一种更可能的情况就是,这样的偏离来自不正确的刚性自转假设,不过直到有效的较差自转模型出现之前,这个可能性的正确与否都还不能得到可靠的检验。


    cas

    Fig.4: 本文观测的两颗恒星在有效温度-β参数平面上的分布,实线为理论预测;另外两个观测点为两颗小自转的2太阳质量恒星的观测结果

    值得一提的是,虽然正确的自转模型尚有距离,我们已经知道了对于一定质量和化学组成的恒星,其自转速度会随着演化而改变,这也为我们提供了一种潜在的估计恒星年龄的手段,如果有机会,我们以后会专门讲一下估计恒星年龄的手段。

    延伸阅读:

  • 1. 关于恒星结构演化的一个简单课件
  • 2. 关于恒星自转与演化的课程笔记
  • 3. 光学红外干涉仪的历史与现状(会议报告)
  • 4. 光学干涉的基本理论(会议报告)
  • 5. 大气限制下的干涉仪观测(会议报告)
  • 6. 恒星的自转,半径和脉动(会议报告)
  • 7. 利用恒星自转估计恒星年龄(IAU大会报告摘要)
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    讨论

    9 thoughts on “[干涉仪观测下的恒星自转与重力昏暗效应]

    1. Che X 的发现和von Zeipel的理论有何冲突?

      Che X也发现了两极要比赤道区域亮,

      对于高速旋转的恒星,我觉得物质损失可能以极区星风损失为主,这样就能解释恒星的高
      速旋转。还有从极区抛出来的物质是不是可以使极区的温度降低?

      Posted by Jzyan | 四月 25, 2011, 12:38 下午
    2. 问个无聊的问题:

      是谁提议把He以后的元素都称为金属的?这种称呼除了给初学者和外行带来一点虽然很小但也不可忽略的困扰之外,有啥好处?

      Posted by astrolemei | 四月 24, 2011, 3:00 上午
    3. 这篇写得很清晰 不错不错

      Posted by astrolemei | 四月 24, 2011, 2:50 上午
    4. 补充三点,关于恒星自转的,现在的确越来越重要了。我这里主要是从第一代恒星数值模拟的角度说的。目前第一代恒星的研究中有一种办法是通过He II发射强度来认证,偏偏一个叫做Wolf-Rayet star的恒星(很热,自转很快)也会发出He II,其谱线较宽(因为自转特别快)。要认真研究星系中第一代恒星的比例就必须仔细研究这种W-R的性质。第二,数值模拟发现,旋转会带来质量的损失(mass loss),这种质量的损失会阻碍恒星向H-R图中红端方向的移动,延长恒星在主序阶段的时间。第三,第一代恒星死亡塌缩,一般认为在一定质量范围内的第一代恒星会有一种超新星爆发机制,叫(pair instability supernova). 这种机制会导致重于He的元素合成,数值模拟表明旋转可以阻止这种超新星的爆发,将会影响到早期金属元素合成的速率 (天文上比He重都叫金属),但是,我们现在无法观测,这些效应都是从数值模拟和近邻恒星观测得到的。所以,对近邻恒星旋转以及旋转产生的物理变化的观测也会帮助寻找第一代恒星,非常cool :-)

      Posted by Zheng Cai | 四月 22, 2011, 1:08 下午
      • 赞,不过关注点果然不同,你关注的主要是PopIII的东西;我感兴趣的更主要的是改善恒星演化模型以改进星族方面的东西;另外,不只是主序,在水平支到AGB的演化阶段也有一些特殊的恒星,比如EHB(极端水平支恒星)和AGN-manque星(虽然质量符合,但不经历热脉动阶段)都对星族研究,尤其是所谓的早型星系中的UV-upturn(在年老星族中看到很多UV辐射)现象都有作用,一般认为是和自转和星风引起的质量损失有关的。

        Posted by astroleaks | 四月 22, 2011, 4:40 下午
    5. 问个问题,为什么即使在理论模型里,王良一的等温度线关于phi也是不对称的?

      Posted by Hou, Lei | 四月 22, 2011, 9:44 上午

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