Na povrchu hvězdy Sirrah (nejjasnější hvězdy ze souhvězdí Andromedy označované α And), přibližně stovku světelných roků vzdálené, byla objevena pohybující se oblaka rtuťových par. Jedná se o první pozorování tohoto druhu, které by mohlo vrhnout nové světlo na formaci struktur na povrchu hvězd.
 |
|
Sirrah – nejjasnější hvězda ze souhvězdí Andromedy (? And), někdy se nazývá Alpheratz. Jde o spektroskopickou dvojhvězdu s orbitální periodou 96,7 dne, vzdálenou 97 světelných roků. Svítivější složka má spektrální třídu B8 a povrchovou teplotu 13 800 K. Druhá komponenta je o dvě magnitudy slabší, má spektrální třídu A3 a povrchovou teplotu 8 500 K. Spektrální třída – rozdělení hvězd podle charakteristik jejich spekter do základních tříd W, O, B, A, F, G, K, M, L, T. Nejteplejší, modrofialové hvězdy mají spektrum označené W, nejchladnější hvězdy spektrálních tříd M, L a T jsou červené. Spektrální třída odpovídá zejména povrchové teplotě hvězdy. |
Alfa Andromedae, vlastním jménem Sirrah neboli Alpheratz, je hvězda spektrální třídy B, která je od Země vzdálena 97 světelných roků. Sirrah je také spektroskopickou dvojhvězdou a zároveň nejjasnější představitelkou skupiny manganovo-rtuťových pomalu rotujících hvězd. Sirrah se otočí kolem své osy jednou za 57 hodin. Vykazuje anomálně vysoké množství rtuti, galia, manganu a europia ve své atmosféře a naopak nízké koncentrace jiných prvků.
Pracovní skupina vedená Olegem Kochukhovem z university v Uppsale ve Švédsku v červnu oznámila, že Sirrah je první hvězdou, na které byly objeveny jevy odpovídající počasí v atmosférách planet. Nad povrchem hvězdy se totiž vznášení plující a měnící se oblaka rtuti. Nejde však o obdobu slunečních skvrn, které jsou vázané na magnetické pole. U hvězd velikosti Sirrahu se předpokládá, že hvězdy postrádají konvekční proudy, které by dosahovaly až k povrchu, a tedy nefunguje tekutinové dynamo generující magnetické pole. Takové hvězdy mají magnetické pole jen velmi slabé. Skvrny rtuti tedy musejí vznikat jiným mechanizmem než dosud pozorované skvrny na hvězdách.
„Na vině“ by měly být fluktuace rovnováhy mezi gravitací hvězdy stahující rtuť směrem do centra a mezi tlakem záření, který působí opačným směrem. Rtuť se tak hromadí v tenké vrstvě ve svrchní atmosféře, kde se síly téměř vyruší. Levitující atomy rtuti jsou náchylné k minutovým externím poruchám. Jak uvádí Kochukhtov, 1,3-procentní pokles efektivní gravitace způsobený odstředivou silou na rovníku Sirrah odpovídá třísetnásobnému zvýšení množství rtuti. Tímto fluktuačním mechanizmem mohou vznikat plující oblaka a pásy rtuti odpovídající jevu počasí na planetách.
 |
| Oblaka rtuti na povrchu hvězdy Sirrah. |
Skupina Olega Kochukhova se studiu povrchu hvězdy věnovala sedm let. Pozorování se uskutečnila za pomoci 1,2-metrového dalekohledu DAO observatoře (Dominion Astrophysical Observatory) v Kanadě a šestimetrového dalekohledu SAO observatoře (Spectral Astrophysical Observatory) v Rusku. Zaznamenávali změny v šířce, intenzitě a tvaru nejjasnější rtuťové čáry v emisním spektru během rotace hvězdy. Konkrétně šlo o čáru jedenkrát ionizované rtuti s vlnovou délkou 398,4 nm.
Pro analýzu naměřených údajů byla použita technika dopplerovského zobrazování založená na tom, že se různé části povrchu rotující hvězdy pohybují s různou relativní rychlostí vůči Zemi. V důsledku Dopplerova jevu má příspěvek ke spektrální čáře od různých míst povrchu různou vlnovou délku a tím vzniká charakteristický profil spektrální čáry. Skvrny na povrchu se projeví při otáčení hvězdy jako "vybouleniny" nebo „prohlubeniny“ pohybující se po profilu spektrální čáry.
Objev počasí na hvězdách by mohl objasnit rozdíly mezi množstvím rtuti a dalších těžkých prvků na površích u hvězd podobných Sirrah. Vzhledem k tomu, že se jedná o stejný typ hvězd, lze očekávat přibližně stejná množství tohoto prvku, ve skutečnosti se tato čísla liší až řádově. Počasí by tyto rozdíly mohlo vysvětlit, v různou dobu by bylo pozorovatelné různé množství rtuti (nebo jiných prvků). Jev počasí se očekává i u dalších hvězd, jako je například AR Aurigae, kde by mohla vznikat plující oblaka stroncia, ytria nebo platiny.
| Dopplerovo zobrazování |
 |
Dopplerovo zobrazování: Jde o jednu z nejcitlivějších metod zobrazování vzdálených objektů. Různé části povrchu rotující hvězdy se vzhledem k Zemi pohybují různou radiální rychlostí. Výsledkem je, že příspěvek ke spektrální čáře od různých míst povrchu má poněkud odlišnou vlnovou délku a tím vzniká charakteristický profil spektrální čáry. Skvrna pohybující se po povrchu se projeví na tomto profilu čáry jako pohybující se prohlubenina (chladná skvrna) nebo vyboulenina (skvrna s vyšším obsahem daného prvku). Zdroj: O. Kochokkov, Uppsala Astronomical Observatory.
