红巨星玉夫座R的表面结构

光学干涉测量的最新发展使得捕获更加精细的恒星图像成为可能。由此发现的恒星表面的结构，是由对流和结块的尘埃形成引起的。

任何用肉眼或者望远镜透过滤镜看过太阳的人都知道，从我们看来，太阳并不是表面均匀的圆盘:上面还有太阳黑子。这些黑子由于磁场作用形成，大约5500摄氏度的温度比它们的环境温度低了大约1000摄氏度，因此看起来暗一些。太阳物理学家们借助地球或空间的天文台对这些斑点进行了研究，以及一些小的黑子颗粒。它们是因为热的太阳物质对流产生的。

由于其他恒星的距离十分遥远，即使在大的望远镜看来也只是一个点。目前最好的望远镜在波长1.6微米大约红外波段附近的分辨率能达到30角毫秒。然而这只能使最大最近的恒星看起来像圆盘一样。

通过光学干涉测量能达到更高的角分辨率。将两台或者多台望远镜的集光力汇聚到一起，同样需要考虑到望远镜彼此之间的距离，距离的远近对于多台望远镜的组合分辨率也有着关键的影响。这种技术在过去的几年里，在提高观测精度和效率上取得了巨大的进步。现在，通过这项技术我们不仅能将不同的恒星彼此区分开来，甚至还能捕获其表面的影像。一个非常好的案例就是位于智利帕拉纳尔欧洲南方天文台的甚大望远镜(见头图)。一台被称之为PIONIER的设备将4个1.6微米波段的望远镜的观测结果合并，由此达到2.5角毫秒的角分辨率。借此可以对恒星表面进行更准确的测绘。

运用这种技术，我们生成了红巨星玉夫座R和它壮观的大气层的图像(见下图)。玉夫座R的直径有355倍太阳，距离我们1200光年，看起来只有9角毫秒大。这个壮观的图像显示出了在恒星盘状图像的西部有一处明显的热源。此处的亮度与周围地区的对比非常大，其亮度比相对较暗的地区高出了两倍。

捉摸不定的结构

首先我们试图找到一种理论来解释这样的结构。处于多种考虑，这不太可能是直接存在于光球层上的亮斑。这些结构有可能也是由对流引起的，就像太阳上的黑子一样，但是在红巨星上的气流束会远远大于太阳。然而目前观测的对比度却远高于这个解释应有的对比度。我们期待的另一种解释是，红巨星光球层表面的细节被它的大气和星际风挡住了。

借助阿塔卡玛大型毫米/亚毫米射电阵列(ALMA)，天文学家在红巨星玉夫座R周围的星际空间发现了完全出乎预料的螺旋结构，以及一颗之前不为人知的伴星，然而这颗伴星距离玉夫座R非常远，以至于它无法对玉夫座R的大气结构产生任何影响。我们拍摄到的照片揭示了光球层上的对流，也正是在对流包络的作用下尘埃物质在距离恒星2-3倍恒星半径的外层大气聚集成团。这些尘埃会不同程度的遮挡光球层，在没有被尘埃遮挡的地方我们可以一直看到光球层最亮的表层，在由尘埃遮挡的地方，亮度就会显著变暗。事实上在过去的几年中，不仅用于观测玉夫座R的干涉测量技术取得了进步，关于红巨星大气的理论模型的研究也有的显著的进展，让更详细的观察结果有了足够的理论支持。瑞典乌普萨拉大学的Bernd Freytag, Susanne Höfner和Sofie Liljegre刚刚通过计算机模拟确认，这些构成尘埃团的物质可以组成更为复杂的结构。

通过对比不同的观测数据和仿真结果我们现在可以确定，恒星大气及星际风的一些演变过程是可以理解的。星际风携带的源自于恒星内部的聚变产物极大的丰富了星际物质，这些星际物质最终可以成为形成新恒星或行星的原料。

原文载于《Sterne und Weltraum 》2017年第9期