紅巨星玉夫座R的表面結構

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紅巨星玉夫座R的表面結構

光學干涉測量的最新發展使得捕獲更加精細的恆星圖像成為可能。由此發現的恆星表面的結構，是由對流和結塊的塵埃形成引起的。

任何用肉眼或者望遠鏡透過濾鏡看過太陽的人都知道，從我們看來，太陽並不是表面均勻的圓盤:上面還有太陽黑子。這些黑子由於磁場作用形成，大約5500攝氏度的溫度比它們的環境溫度低了大約1000攝氏度，因此看起來暗一些。太陽物理學家們藉助地球或空間的天文台對這些斑點進行了研究，以及一些小的黑子顆粒。它們是因為熱的太陽物質對流產生的。

由於其他恆星的距離十分遙遠，即使在大的望遠鏡看來也只是一個點。目前最好的望遠鏡在波長1.6微米大約紅外波段附近的解析度能達到30角毫秒。然而這隻能使最大最近的恆星看起來像圓盤一樣。

通過光學干涉測量能達到更高的角解析度。將兩台或者多台望遠鏡的集光力匯聚到一起，同樣需要考慮到望遠鏡彼此之間的距離，距離的遠近對於多台望遠鏡的組合解析度也有著關鍵的影響。這種技術在過去的幾年裡，在提高觀測精度和效率上取得了巨大的進步。現在，通過這項技術我們不僅能將不同的恆星彼此區分開來，甚至還能捕獲其表面的影像。一個非常好的案例就是位於智利帕拉納爾歐洲南方天文台的甚大望遠鏡(見頭圖)。一台被稱之為PIONIER的設備將4個1.6微米波段的望遠鏡的觀測結果合併，由此達到2.5角毫秒的角解析度。藉此可以對恆星表面進行更準確的測繪。

運用這種技術，我們生成了紅巨星玉夫座R和它壯觀的大氣層的圖像(見下圖)。玉夫座R的直徑有355倍太陽，距離我們1200光年，看起來只有9角毫秒大。這個壯觀的圖像顯示出了在恆星盤狀圖像的西部有一處明顯的熱源。此處的亮度與周圍地區的對比非常大，其亮度比相對較暗的地區高出了兩倍。

干涉測量下的恆星表面細節

玉夫座R的直徑有太陽的355倍。儘管它距離我們有1200光年，在光學干涉測量下能看到其表面的細節。下部的圖片展示了在1.59微米，1.68微米和1.76微米波段下的恆星表面，在其複雜的表面上能看到明顯的熱點。

推測這是由於在塵埃物質產生的，這些塵埃物質距離恆星表面的距離相當於2-3倍恆星半徑，在這個舉例下，紅巨星的對流單體會最終似的這些塵埃物質聚集成團，紅巨星的對流包絡和大氣的三維模擬圖展示了其表面的結構(見圖)。

捉摸不定的結構

首先我們試圖找到一種理論來解釋這樣的結構。處於多種考慮，這不太可能是直接存在於光球層上的亮斑。這些結構有可能也是由對流引起的，就像太陽上的黑子一樣，但是在紅巨星上的氣流束會遠遠大於太陽。然而目前觀測的對比度卻遠高於這個解釋應有的對比度。我們期待的另一種解釋是，紅巨星光球層表面的細節被它的大氣和星際風擋住了。

藉助阿塔卡瑪大型毫米/亞毫米射電陣列(ALMA)，天文學家在紅巨星玉夫座R周圍的星際空間發現了完全出乎預料的螺旋結構，以及一顆之前不為人知的伴星，然而這顆伴星距離玉夫座R非常遠，以至於它無法對玉夫座R的大氣結構產生任何影響。我們拍攝到的照片揭示了光球層上的對流，也正是在對流包絡的作用下塵埃物質在距離恆星2-3倍恆星半徑的外層大氣聚集成團。這些塵埃會不同程度的遮擋光球層，在沒有被塵埃遮擋的地方我們可以一直看到光球層最亮的表層，在由塵埃遮擋的地方，亮度就會顯著變暗。事實上在過去的幾年中，不僅用於觀測玉夫座R的干涉測量技術取得了進步，關於紅巨星大氣的理論模型的研究也有的顯著的進展，讓更詳細的觀察結果有了足夠的理論支持。瑞典烏普薩拉大學的Bernd Freytag, Susanne H?fner和Sofie Liljegre剛剛通過計算機模擬確認，這些構成塵埃團的物質可以組成更為複雜的結構。

通過對比不同的觀測數據和模擬結果我們現在可以確定，恆星大氣及星際風的一些演變過程是可以理解的。星際風攜帶的源自於恆星內部的聚變產物極大的豐富了星際物質，這些星際物質最終可以成為形成新恆星或行星的原料。

原文載於《Sterne und Weltraum 》2017年第9期

德文翻譯：系外行星地瓜君

校譯：王坤

編排：邱煜欣

責任編輯：解仁江

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