Rapidly Spinning Star Vega has Cool Dark Equator
Models of the star based on these observations suggest that Vega is rotating at 92 percent of the angular velocity that would cause it to physically break apart, an international team of astronomers announced today in Washington, DC, at the 207th meeting of the American Astronomical Society.
This result confirms the idea that very rapidly rotating stars are cooler at their equators and hotter at their poles, and it indicates that the dusty debris disk known to exist around Vega is significantly less illuminated by the star‘s light than previously recognized.
“These findings are significant because they resolve some confusing measurements of the star, and they should help us gain a much better understanding of Vega’s circumstellar debris disk,” says Jason P. Aufdenberg, the Michelson Postdoctoral Fellow at the National Optical Astronomy Observatory in Tucson, Arizona.
This debris disk arises mainly from the collision of rocky asteroid-like bodies. “The spectrum of Vega as viewed from its equatorial plane, the same plane as the debris disk, should be about half as luminous as the spectrum viewed from the pole, based on these new results,” Aufdenberg explains.
The team obtained high-precision interferometric measurements of the bright standard star Vega using the Center for High Angular Resolution Astronomy (CHARA) Array, a collection of six 1-meter telescopes located on Mount Wilson, California, and operated by Georgia State University.
With a maximum baseline of 330 meters (1,083 feet), the CHARA Array is capable of resolving details as small as 200 micro-arcseconds, equivalent to the angular size of a nickel seen from a distance of 10,000 miles. The CHARA Array fed the starlight of Vega to the Fiber Linked Unit for Optical Recombination (FLUOR) instrument, developed by the Laboratoire d’Etudes Spatiales et d’Instrumentation en Astrophysique of the Observatoire de Paris.
One major consequence of Vega’s rapid rotation is a significant drop in the effective atmospheric temperature by approximately 2,300 Kelvin (4,000 degrees Fahrenheit) from the pole to the equator. This effect, known as “gravity darkening,” was first predicted by theoretical astronomer E. Hugo von Zeipel in 1924.
The CHARA/FLUOR measurements of the brightness distribution of Vega’s surface also show it to be strongly “limb darkened.” Limb darkening refers to the diminishing brightness in the image of a star from the center of the image to the edge or “limb” of the image.
The new measurements are consistent with the “pole-on” model for Vega first proposed by Richard O. Gray of Appalachian State University, which proposes that Vega‘s pole of rotation points toward Earth. The pole-on view of Vega means that the relatively cool equator corresponds to the limb of the star, such that the gravity-darkening effect further enhances the limb-darkening effect.
The CHARA/FLUOR data support the pole-on, gravity darkened model for Vega by showing that Vega’s limb darkening is 2.5 times stronger at a wavelength of 2.2 microns than expected for a star with a single effective atmosphere temperature. Archival observations from the International Ultraviolet Explorer indicate that this model for Vega is not complete. At far ultraviolet wavelengths, below 140 nanometers, the model is generally too bright.
Located at a distance of 25 light-years from Earth in the constellation Lyra, Vega rotates about its axis once every 12.5 hours. For comparison, the Sun’s average rotation period is approximately 27 Earth days. Vega is about 2.5 times more massive than the Sun, and 54 times brighter.
At Vega’s rapid rate of rotation, the star’s atmosphere is distorted, bulging 23 percent wider at its equator compared to its poles. This type of rotational distortion can be seen in images of the planet Saturn, where the planet’s equatorial diameter is roughly 10 percent wider than the polar diameter. A direct measurement of Vega’s rotational distortion is hidden by its pole-on appearance. However, the accurate angular diameter and darkening measured by CHARA/FLUOR are consistent with this distortion.
These results build upon recent measurements of Vega obtained by a team lead by Deane M. Peterson of the State University of New York, Stony Brook, using the Navy Prototype Optical Interferometer.
Co-authors of this result include Antoine Mérand, Vincent Coudé du Foresto, Emmanuel Di Folco, and Pierre Kervella of the Observatoire de Paris-Meudon, France; Olivier Absil of the University of Liège, Belgium; Stephen T. Ridgway of the National Optical Astronomy Observatory, Tucson, Arizona and NASA; Harold A. McAlister, Theo A. ten Brummelaar, Judit Sturmann, Laszlo Sturmann, and Nils H. Turner of the Center for High Angular Resolution Astronomy, Georgia State University, Atlanta, Georgia, and Mount Wilson Observatory, California; and David H. Berger of the University of Michigan, Ann Arbor, Michigan.
This work was performed in part under contract with the Jet Propulsion Laboratory (JPL) funded by NASA through the Michelson Fellowship Program. JPL is managed for NASA by the California Institute of Technology. The CHARA Array is operated by the Center for High Angular Resolution Astronomy, Georgia State University, Atlanta, GA. Additional support comes from the National Science Foundation, the Keck Foundation and the Packard Foundation.
The National Optical Astronomy Observatory is operated by the Association of Universities for Research in Astronomy Inc. (AURA), under a cooperative agreement with the NSF.
Click here for more about this subject. -Ed.
En Francais (via Google)
L'étoile rapidement de rotation Vega a l'équateur foncé frais.
Obscurcir fort observé autour de l'équateur de Vega suggère que la cinquième étoile la plus lumineuse en ciel de la terre ait une différence énorme de la température de 4.000 degrés de Fahrenheit de sa région équatoriale fraîche à ses poteaux chauds. Les modèles de l'étoile basée sur ces observations suggèrent que Vega tourne à 92 pour cent de la vitesse angulaire qui le causerait physiquement à la coupure à part, une équipe internationale d'astronomes annoncés aujourd'hui à Washington, C.c, lors de la 207th réunion de la société astronomique américaine. Ce résultat confirme l'idée que les étoiles très rapidement tournantes sont plus fraîches à leurs équateurs et hotter à leurs poteaux, et elle indique que le disque poussiéreux de débris connu pour exister autour de Vega sensiblement moins est illuminé par la lumière de l'étoile que précédemment reconnu. "ces résultats sont significatifs parce qu'ils résolvent quelques mesures embrouillantes de l'étoile, et ils devraient nous aider à gagner bien mieux une compréhension du disque circumstellar des débris de Vega," dit Jason P. Aufdenberg, le camarade de Michelson Postdoctoral à l'observatoire optique national d'astronomie dans Tucson, Arizona. Ce disque de débris résulte principalement de la collision de rocheux en forme d'étoile-comme des corps. "le spectre de Vega comme vu de son avion équatorial, le même avion que le disque de débris, devrait être environ la moitié aussi lumineuse que le spectre vu du poteau, basé sur ces nouveaux résultats," Aufdenberg explique. L'équipe a obtenu des mesures interférométriques à haute précision de l'étoile standard lumineuse Vega en utilisant le centre pour la rangée angulaire élevée de l'astronomie de résolution (CHARA), une collection de six télescopes 1-meter situés sur le bâti Wilson, la Californie, et actionnés par l'université de l'Etat de la Géorgie. Avec une ligne de base maximum de 330 mètres (1.083 pieds), la rangée de CHARA est capable de résoudre des détails aussi petits que 200 micro-arcseconds, équivalent à la taille angulaire d'un nickel vu d'une distance de 10.000 milles. La rangée de CHARA a alimenté le starlight de Vega à l'unité liée de fibre pour l'instrument optique de recombinaison (FLUOR), développé par les d'Etudes Spatiales de Laboratoire et en Astrophysique de d'Instrumentation de l'Observatoire De Paris. Une conséquence principale de la rotation rapide de Vega est une baisse significative dans la température atmosphérique efficace par approximativement 2.300 Kelvin (4.000 degrés de Fahrenheit) du poteau à l'équateur. Cet effet, connu sous le nom de "pesanteur obscurcissant," a été prévu la première fois par l'astronome théorique E. Hugo von Zeipel en 1924. Les mesures de CHARA/fluor de la distribution d'éclat de la surface de Vega la montrent également que était fortement "membre obscurci." Obscurcir de membre se rapporte à l'éclat diminuant dans l'image d'une étoile du centre de l'image au bord ou au "membre" de l'image. Les nouvelles mesures sont conformées au "poteau-sur" le modèle pour Vega d'abord proposé par Richard O. Gray de l'université de l'Etat appalachienne, qui propose le poteau de ce Vega des points de rotation vers la terre. Poteau-sur la vue de Vega signifie que l'équateur relativement frais correspond au membre de l'étoile, tels que l'effet pesanteur-obscurcissant augmente plus loin l'effet membre-obscurcissant. Les données de CHARA/fluor soutiennent poteau-sur, modèle obscurci par pesanteur pour Vega en prouvant qu'obscurcir du membre de Vega est 2,5 fois plus fort à une longueur d'onde de 2,2 microns que prévu pour une étoile avec une température efficace simple de l'atmosphère. Les observations archivistiques de l'explorateur ultra-violet international indiquent que ce modèle pour Vega n'est pas complet. Aux longueurs d'onde ultra-violettes lointaines, en-dessous de 140 nanomètres, le modèle est généralement trop lumineux. Situé à une distance de 25 années-lumière de la terre dans la constellation Lyra, Vega tourne autour de son axe une fois toutes les 12,5 heures. Pour la comparaison, la période moyenne de la rotation du soleil est approximativement 27 jours de la terre. Vega est environ 2,5 fois plus massif que le soleil, et 54 fois plus lumineux. À la vitesse rapide de Vega de la rotation, l'atmosphère de l'étoile est tordue, enflant 23 pour cent plus de large à son équateur comparé à ses poteaux. Ce type de déformation de rotation peut être vu dans les images de la planète Saturne, où le diamètre équatorial de la planète est approximativement 10 pour cent plus de large que le diamètre polaire. Une mesure directe de la déformation de rotation de Vega est cachée par son poteau-sur l'aspect. Cependant, le diamètre et obscurcir angulaires précis mesuré par CHARA/fluor sont conformés à cette déformation. Construction de ces résultats sur des mesures récentes de Vega obtenues par une avance d'équipe par Deane M. Peterson de l'université de l'Etat de New York, ruisseau pierreux, à l'aide de l'interféromètre optique de prototype de marine. Les co-auteurs de ce résultat incluent Antoine Mérand, Vincent Coudé du Foresto, Emmanuel Di Folco, et Pierre Kervella de l'Observatoire De Paris-Meudon, France; Olivier Absil de l'université de Liège, Belgique; Stephen T. Ridgway de l'observatoire, du Tucson, de l'Arizona et de la NASA optiques nationaux d'astronomie; Harold A. McAlister, Theo A. dix Brummelaar, Judit Sturmann, Laszlo Sturmann, et Nils H. Turner du centre pour l'astronomie angulaire élevée de résolution, l'université de l'Etat de la Géorgie, Atlanta, la Géorgie, et l'observatoire de Wilson de bâti, la Californie; et David H. Berger de l'université du Michigan, Ann Arbor, Michigan. Ce travail a été effectué en partie sous contrat avec le laboratoire de propulsion de gicleur (JPL) financé par NASA par le programme de camaraderie de Michelson. JPL est contrôlé pour la NASA par la California Institute of Technology. La rangée de CHARA est actionnée par le centre pour l'astronomie angulaire élevée de résolution, université de l'Etat de la Géorgie, Atlanta, appui additionnel de GA. vient du National Science Foundation, de la base de Keck et de la base de Packard. L'observatoire optique national d'astronomie est actionné par l'association des universités pour la recherche dans Astronomy Inc. (AURA), aux termes d'un accord coopératif avec le NSF.
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Auf Deutsch (verwenden von Google)
Schnell spinnender Stern Vega hat kühlen dunklen Äquator.
Das starke Verdunkeln beobachtet um den Äquator von Vega schlägt vor, daß der 5. hellste Stern im Himmel der Masse einen sehr großen Temperaturunterschied von 4.000 Grad Fahrenheit von seiner kühlen äquatorialen Region zu seinen heißen Pfosten hat. Modelle des Sternes, der auf diesen Beobachtungen basiert, schlagen vor, daß Vega bei 92 Prozent der Winkelgeschwindigkeit, die es physikalisch zum Bruch auseinander verursachen würde, eine internationale Mannschaft der Astronomen sich dreht, die heute in Washington, DC, bei der 207. Sitzung der amerikanischen astronomischen Gesellschaft verkündet werden. Dieses Resultat bestätigt die Idee, daß sehr schnell drehende Sterne an ihren Äquatoren kühler sind und an ihren Pfosten hotter, und sie zeigt an, daß die staubige Rückstandscheibe, die bekannt ist, um um Vega zu bestehen, erheblich weniger durch das Licht des Sternes als vorher erkannt belichtet wird. "diese Entdeckungen sind bedeutend, weil sie einige verwirrende Maße des Sternes beheben, und sie sollten uns helfen, Vegas der circumstellar Rückstandscheibe viel besser verstehen zu gewinnen,", sagt Jason P. Aufdenberg, der Gefährte Michelson Postdoctoral an der nationalen optischen Astronomiesternwarte in Tucson, Arizona. Diese Rückstandscheibe entsteht hauptsächlich aus dem Zusammenstoß von felsigem asterisch-wie Körpern. "das Spektrum von Vega, wie von seiner äquatorialen Fläche, die gleiche Fläche angesehen wie die Rückstandscheibe, sollte über die Hälfte sein, die so leuchtend ist, wie das Spektrum, das vom Pfosten, basiert auf diesen neuen Resultaten," Aufdenberg angesehen wird, erklärt. Die Mannschaft erhielt high-precision interferometric Maße des hellen Standardsternes Vega mit der Mitte für hohe eckige Reihe der Auflösungsastronomie (CHARA), eine Ansammlung von sechs Teleskopen 1-meter, die auf Einfassung Wilson, Kalifornien gelegen und durch Georgialandesuniversität bearbeitet sind. Mit einer maximalen Grundlinie von 330 Metern (1.083 Fuß), ist die CHARA-Reihe zum Beheben der Details fähig, die wie 200 Mikro-arcseconds so klein sind, gleichwertig mit der eckigen Größe eines Nickels, das von einem Abstand von 10.000 Meilen gesehen wird. Die CHARA-Reihe zog das starlight von Vega zur verbundenen Maßeinheit der Faser für das optische Instrument der Rekombination (FLUOR) ein, entwickelt durch die d'Etudes Spatiales Laboratoire und d'Instrumentationen Astrophysique des Des Paris Observatoire. Eine Hauptkonsequenz von Vegas schneller Umdrehung ist ein bedeutender Tropfen der wirkungsvollen atmosphärischen Temperatur durch ungefähr 2.300 Kelvin (4.000 Grad Fahrenheit) vom Pfosten zum Äquator. Dieser Effekt, bekannt als "die verdunkelnde Schwerkraft," wurde zuerst vom theoretischen Astronomen E. Hugo von Zeipel 1924 vorausgesagt. Die CHARA-/fluormaße der Helligkeitsverteilung der Oberfläche Vegas zeigen sie auch, um das verdunkelte Glied stark zu sein ".", Das Gliedverdunkeln bezieht sich die auf vermindernde Helligkeit im Bild eines Sternes von der Mitte des Bildes zum Rand oder "zum Glied" des Bildes. Die neuen Maße sind mit "Pfosten-auf" dem Modell für Vega zuerst vorgeschlagen von Richard O. Gray der Appalachian Landesuniversität gleichbleibend, die Pfosten dieses Vegas der Umdrehungspunkte in Richtung zur Masse vorschlägt. Pfosten-auf Ansicht von Vega bedeutet, daß der verhältnismäßig kühle Äquator dem Glied des Sternes entspricht, so, daß der Schwerkraft-verdunkelnde Effekt weiter den Glied-verdunkelnden Effekt erhöht. Die CHARA-/fluordaten stützen Pfosten-auf, Schwerkraft verdunkeltes Modell für Vega, indem sie zeigen, daß das Gliedverdunkeln Vegas 2,5mal an einer Wellenlänge von 2,2 Mikrons als erwartet für einen Stern mit einer einzelnen wirkungsvollen Atmosphärentemperatur stärker ist. Archivalische Beobachtungen vom internationalen ultravioletten Forscher zeigen an, daß dieses Modell für Vega nicht komplett ist. An den weiten ultravioletten Wellenlängen unterhalb 140 Nanometer, ist das Modell im Allgemeinen zu hell. Gefunden in einem Abstand von 25 Light-years von der Masse in der Konstellation Lyra, dreht sich Vega über seine Mittellinie einmal alle 12,5 Stunden. Für Vergleich ist die durchschnittliche Umdrehungsperiode des Sonnen ungefähr 27 Massentage. Vega ist ungefähr 2,5mal massiver als die Sonne heller, und 54mal. Mit Vegas schneller Rate der Umdrehung, wird baucht die Atmosphäre des Sternes verzerrt und 23 Prozent breiter an seinem Äquator aus, der mit seinen Pfosten verglichen wird. Diese Art der Rotationsverzerrung kann in Bilder des Planeten Saturn gesehen werden, in dem der äquatoriale Durchmesser des Planeten ungefähr 10 Prozent breiter als der polare Durchmesser ist. Ein direktes Maß von Vegas Rotationsverzerrung wird durch sein Pfosten-auf Aussehen versteckt. Jedoch sind der genaue eckige Durchmesser und das Verdunkeln gemessen von CHARA/FLUOR mit dieser Verzerrung gleichbleibend. Bau dieser Resultate nach den neuen Maßen von Vega erhalten durch eine Mannschaftleitung durch Deane M. Peterson der Landesuniversität von neuem York, steiniger Bach mit dem optischen Interferometer des Marineprototyps. Co-Autoren dieses Resultats schließen Antoine Mérand, Vincent Coudé du Foresto, Emmanuel Di Folco und Pierre Kervella des Des Paris-Meudon, Frankreich Observatoire mit ein; Olivier Absil der Universität von Liège, Belgien; Stephen T. Ridgway der nationalen optischen Astronomiesternwarte, -Tucson, -arizonas und -NASAS; Harold A. McAlister, Theo A. 10 Brummelaar, Judit Sturmann, Laszlo Sturmann und Nils H. Turner der Mitte für hohe eckige Auflösungsastronomie, Georgialandesuniversität, Atlanta, Georgia und Einfassungswilsonsternwarte, Kalifornien; und David H. Berger der Universität von Michigan, Ann Arbor, Michigan. Diese Arbeit wurde im Teil unter Vertrag mit dem Strahlenantrieblabor (JPL) finanziert von NASA durch das Stipendiumprogramm Michelson durchgeführt. JPL wird für die NASA von der California Institute of Technology gehandhabt. Die CHARA-Reihe wird durch die Mitte für hohe eckige Auflösungsastronomie, Georgialandesuniversität, Atlanta, zusätzliche Unterstützung GA. kommt vom National Science Foundation, von der Grundlage Keck und von der Grundlage Packard bearbeitet. Die nationale optische Astronomiesternwarte wird durch die Verbindung der Universitäten für Forschung in Astronomy Inc. (AURA), unter einer kooperativen Vereinbarung mit dem NSF bearbeitet.
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In Italiano (usando Google)
La stella velocemente di filatura Vega ha Equatore scuro freddo.
Scurirsi forte osservato intorno all'Equatore di Vega suggerisce che la quinta stella più luminosa in cielo della terra ha una differenza enorme di temperatura di 4.000 gradi di Fahrenheit dalla relativa regione equatoriale fredda ai relativi pali caldi. I modelli della stella basata su queste osservazioni suggeriscono che Vega sta ruotando a 92 per cento della velocità angolare che lo causerebbe fisicamente alla rottura a parte, una squadra internazionale di astronomi annunciati oggi in Washington, DC, alla 207th riunione della società astronomica americana. Questo risultato conferma l'idea che le stelle molto velocemente di rotazione sono più fredde ai loro Equatori e vibrano ai loro pali ed indica che il disc polveroso dei residui conosciuto per esistere intorno a Vega significativamente più di meno è illuminato dalla luce della stella che precedentemente riconosciuto. "questi risultati sono significativi perché risolvono alcune misure confusionare della stella e dovrebbero aiutarli a guadagnare molto più meglio capire del disc circumstellar dei residui del Vega," dice Jason P. Aufdenberg, il collega di Michelson Postdoctoral all'osservatorio ottico nazionale di astronomia in Tucson, Arizona. Questo disc dei residui risulta pricipalmente dallo scontro di roccioso a forma di stella-come i corpi. "lo spettro di Vega guardando dal relativo aereo equatoriale, lo stesso aereo del disc dei residui, dovrebbe essere circa la metà luminosa come lo spettro osservato dal palo, basato su questi nuovi risultati," Aufdenberg spiega. La squadra ha ottenuto le misure interferometric high-precision della stella standard luminosa Vega usando il centro per l'alto allineamento angolare di astronomia di risoluzione (CHARA), una collezione di sei telescopi 1-meter situati sul supporto Wilson, la California e funzionati dall'università di Stato della Georgia. Con una linea di base massima di 330 tester (1.083 piede), l'allineamento di CHARA è capace di risoluzione dei particolari piccoli quanto 200 micro-arcseconds, equivalente al formato angolare di un nichel visto da una distanza di 10.000 miglia. L'allineamento di CHARA ha alimentato lo starlight di Vega all'unità collegata della fibra per lo strumento ottico di ricombinazione (FLUOR), sviluppato dai d'Etudes Spatiales di Laboratoire et dall'en Astrophysique di d'Instrumentation del Observatoire il de Parigi. Una conseguenza principale di rotazione veloce del Vega è un calo significativo nella temperatura atmosferica efficace da circa 2.300 Kelvin (4.000 gradi di Fahrenheit) dal palo all'Equatore. Questo effetto, conosciuto come "la gravità che si scurisce," in primo luogo è stato previsto dall'astronomo teorico E. Hugo von Zeipel in 1924. Le misure di CHARA/fluor della distribuzione di luminosità della superficie del Vega inoltre la mostrano per essere fortemente "membro scurito." Scurirsi del membro si riferisce alla luminosità diminuente nell'immagine di una stella dal centro dell'immagine al bordo o "al membro" dell'immagine. Le nuove misure sono costanti con "palo-" sul modello per Vega in primo luogo proposto da Richard O. Gray dell'università di Stato appalachian, che propone il palo di quel Vega dei punti di rotazione verso terra. Palo- sulla vista di Vega significa che l'Equatore relativamente freddo corrisponde al membro della stella, tali che l'effetto gravità-scurentesi più ulteriormente aumenta l'effetto membro-scurentesi. I dati di CHARA/fluor sostengono palo-su, modello scurito gravità per Vega indicando che scurirsi del membro del Vega è 2,5 volte più forte ad una lunghezza d'onda di 2,2 micron di quanto previsto per una stella con una singola temperatura efficace dell'atmosfera. Le osservazioni archivistiche dall'esploratore ultravioletto internazionale indicano che questo modello per Vega non è completo. Alle lunghezze d'onda ultraviolette lontane, inferiore a 140 nanometri, il modello è generalmente troppo luminoso. Situato ad una distanza di 25 light-years da terra nella costellazione Lyra, Vega ruota una volta circa il relativo asse ogni 12,5 ore. Per il confronto, il periodo medio di rotazione del sun è di circa 27 giorni della terra. Vega è circa 2,5 volte più voluminoso del sole e 54 volte più luminoso. Al tasso veloce del Vega di rotazione, l'atmosfera della stella è storto, gonfiante 23 per cento più largo al relativo Equatore confrontato ai relativi pali. Questo tipo di distorsione di rotazione può essere visto nelle immagini del pianeta Saturno, in cui il diametro equatoriale del pianeta è approssimativamente 10 per cento più largo del diametro polare. Una misura diretta di distorsione di rotazione del Vega è nascosta dal relativo palo- sull'apparenza. Tuttavia, il diametro e scurirsi angolari esatti misurato da CHARA/fluor sono costanti con questa distorsione. Configurazione di questi risultati sulle misure recenti di Vega ottenute tramite un cavo della squadra da Deane M. Peterson dell'università di Stato di nuovo York, ruscello pietroso, per mezzo dell'interferometro ottico del prototipo del blu marino. I co-author di questo risultato includono Antoine Mérand, Vincent Coudé du Foresto, Emmanuel Di Folco e Pierre Kervella del Observatoire de Parigi-Meudon, Francia; Olivier Absil dell'università di Liegi, Belgio; Stephen T. Ridgway dell'osservatorio, del Tucson, dell'Arizona e della NASA ottici nazionali di astronomia; Harold A. McAlister, Theo A. dieci Brummelaar, Judit Sturmann, Laszlo Sturmann e Nils H. Turner del centro per alta astronomia angolare di risoluzione, l'università di Stato della Georgia, Atlanta, la Georgia e l'osservatorio del Wilson del supporto, California; e David H. Berger dell'università de Michigan, Ann Arbor, Michigan. Questo lavoro è stato realizzato in parte sotto contratto con il laboratorio di propulsione del getto (JPL) costituito un fondo per da NASA con il programma di fellowship di Michelson. JPL è controllato per la NASA dalla California Institute of Technology. L'allineamento di CHARA è funzionato dal centro per alta astronomia angolare di risoluzione, l'università di Stato della Georgia, Atlanta, supporto supplementare di GA. viene dal National Science Foundation, dal fondamento di Keck e dal fondamento di Packard. L'osservatorio ottico nazionale di astronomia è funzionato dall'associazione delle università per ricerca in Astronomy Inc. (AURA), sotto un accordo cooperativo con il NSF.
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This result confirms the idea that very rapidly rotating stars are cooler at their equators and hotter at their poles, and it indicates that the dusty debris disk known to exist around Vega is significantly less illuminated by the star‘s light than previously recognized.
“These findings are significant because they resolve some confusing measurements of the star, and they should help us gain a much better understanding of Vega’s circumstellar debris disk,” says Jason P. Aufdenberg, the Michelson Postdoctoral Fellow at the National Optical Astronomy Observatory in Tucson, Arizona.
This debris disk arises mainly from the collision of rocky asteroid-like bodies. “The spectrum of Vega as viewed from its equatorial plane, the same plane as the debris disk, should be about half as luminous as the spectrum viewed from the pole, based on these new results,” Aufdenberg explains.
The team obtained high-precision interferometric measurements of the bright standard star Vega using the Center for High Angular Resolution Astronomy (CHARA) Array, a collection of six 1-meter telescopes located on Mount Wilson, California, and operated by Georgia State University.
With a maximum baseline of 330 meters (1,083 feet), the CHARA Array is capable of resolving details as small as 200 micro-arcseconds, equivalent to the angular size of a nickel seen from a distance of 10,000 miles. The CHARA Array fed the starlight of Vega to the Fiber Linked Unit for Optical Recombination (FLUOR) instrument, developed by the Laboratoire d’Etudes Spatiales et d’Instrumentation en Astrophysique of the Observatoire de Paris.
One major consequence of Vega’s rapid rotation is a significant drop in the effective atmospheric temperature by approximately 2,300 Kelvin (4,000 degrees Fahrenheit) from the pole to the equator. This effect, known as “gravity darkening,” was first predicted by theoretical astronomer E. Hugo von Zeipel in 1924.
The CHARA/FLUOR measurements of the brightness distribution of Vega’s surface also show it to be strongly “limb darkened.” Limb darkening refers to the diminishing brightness in the image of a star from the center of the image to the edge or “limb” of the image.
The new measurements are consistent with the “pole-on” model for Vega first proposed by Richard O. Gray of Appalachian State University, which proposes that Vega‘s pole of rotation points toward Earth. The pole-on view of Vega means that the relatively cool equator corresponds to the limb of the star, such that the gravity-darkening effect further enhances the limb-darkening effect.
The CHARA/FLUOR data support the pole-on, gravity darkened model for Vega by showing that Vega’s limb darkening is 2.5 times stronger at a wavelength of 2.2 microns than expected for a star with a single effective atmosphere temperature. Archival observations from the International Ultraviolet Explorer indicate that this model for Vega is not complete. At far ultraviolet wavelengths, below 140 nanometers, the model is generally too bright.
Located at a distance of 25 light-years from Earth in the constellation Lyra, Vega rotates about its axis once every 12.5 hours. For comparison, the Sun’s average rotation period is approximately 27 Earth days. Vega is about 2.5 times more massive than the Sun, and 54 times brighter.
At Vega’s rapid rate of rotation, the star’s atmosphere is distorted, bulging 23 percent wider at its equator compared to its poles. This type of rotational distortion can be seen in images of the planet Saturn, where the planet’s equatorial diameter is roughly 10 percent wider than the polar diameter. A direct measurement of Vega’s rotational distortion is hidden by its pole-on appearance. However, the accurate angular diameter and darkening measured by CHARA/FLUOR are consistent with this distortion.
These results build upon recent measurements of Vega obtained by a team lead by Deane M. Peterson of the State University of New York, Stony Brook, using the Navy Prototype Optical Interferometer.
Co-authors of this result include Antoine Mérand, Vincent Coudé du Foresto, Emmanuel Di Folco, and Pierre Kervella of the Observatoire de Paris-Meudon, France; Olivier Absil of the University of Liège, Belgium; Stephen T. Ridgway of the National Optical Astronomy Observatory, Tucson, Arizona and NASA; Harold A. McAlister, Theo A. ten Brummelaar, Judit Sturmann, Laszlo Sturmann, and Nils H. Turner of the Center for High Angular Resolution Astronomy, Georgia State University, Atlanta, Georgia, and Mount Wilson Observatory, California; and David H. Berger of the University of Michigan, Ann Arbor, Michigan.
This work was performed in part under contract with the Jet Propulsion Laboratory (JPL) funded by NASA through the Michelson Fellowship Program. JPL is managed for NASA by the California Institute of Technology. The CHARA Array is operated by the Center for High Angular Resolution Astronomy, Georgia State University, Atlanta, GA. Additional support comes from the National Science Foundation, the Keck Foundation and the Packard Foundation.
The National Optical Astronomy Observatory is operated by the Association of Universities for Research in Astronomy Inc. (AURA), under a cooperative agreement with the NSF.
Click here for more about this subject. -Ed.
En Francais (via Google)
L'étoile rapidement de rotation Vega a l'équateur foncé frais.
Obscurcir fort observé autour de l'équateur de Vega suggère que la cinquième étoile la plus lumineuse en ciel de la terre ait une différence énorme de la température de 4.000 degrés de Fahrenheit de sa région équatoriale fraîche à ses poteaux chauds. Les modèles de l'étoile basée sur ces observations suggèrent que Vega tourne à 92 pour cent de la vitesse angulaire qui le causerait physiquement à la coupure à part, une équipe internationale d'astronomes annoncés aujourd'hui à Washington, C.c, lors de la 207th réunion de la société astronomique américaine. Ce résultat confirme l'idée que les étoiles très rapidement tournantes sont plus fraîches à leurs équateurs et hotter à leurs poteaux, et elle indique que le disque poussiéreux de débris connu pour exister autour de Vega sensiblement moins est illuminé par la lumière de l'étoile que précédemment reconnu. "ces résultats sont significatifs parce qu'ils résolvent quelques mesures embrouillantes de l'étoile, et ils devraient nous aider à gagner bien mieux une compréhension du disque circumstellar des débris de Vega," dit Jason P. Aufdenberg, le camarade de Michelson Postdoctoral à l'observatoire optique national d'astronomie dans Tucson, Arizona. Ce disque de débris résulte principalement de la collision de rocheux en forme d'étoile-comme des corps. "le spectre de Vega comme vu de son avion équatorial, le même avion que le disque de débris, devrait être environ la moitié aussi lumineuse que le spectre vu du poteau, basé sur ces nouveaux résultats," Aufdenberg explique. L'équipe a obtenu des mesures interférométriques à haute précision de l'étoile standard lumineuse Vega en utilisant le centre pour la rangée angulaire élevée de l'astronomie de résolution (CHARA), une collection de six télescopes 1-meter situés sur le bâti Wilson, la Californie, et actionnés par l'université de l'Etat de la Géorgie. Avec une ligne de base maximum de 330 mètres (1.083 pieds), la rangée de CHARA est capable de résoudre des détails aussi petits que 200 micro-arcseconds, équivalent à la taille angulaire d'un nickel vu d'une distance de 10.000 milles. La rangée de CHARA a alimenté le starlight de Vega à l'unité liée de fibre pour l'instrument optique de recombinaison (FLUOR), développé par les d'Etudes Spatiales de Laboratoire et en Astrophysique de d'Instrumentation de l'Observatoire De Paris. Une conséquence principale de la rotation rapide de Vega est une baisse significative dans la température atmosphérique efficace par approximativement 2.300 Kelvin (4.000 degrés de Fahrenheit) du poteau à l'équateur. Cet effet, connu sous le nom de "pesanteur obscurcissant," a été prévu la première fois par l'astronome théorique E. Hugo von Zeipel en 1924. Les mesures de CHARA/fluor de la distribution d'éclat de la surface de Vega la montrent également que était fortement "membre obscurci." Obscurcir de membre se rapporte à l'éclat diminuant dans l'image d'une étoile du centre de l'image au bord ou au "membre" de l'image. Les nouvelles mesures sont conformées au "poteau-sur" le modèle pour Vega d'abord proposé par Richard O. Gray de l'université de l'Etat appalachienne, qui propose le poteau de ce Vega des points de rotation vers la terre. Poteau-sur la vue de Vega signifie que l'équateur relativement frais correspond au membre de l'étoile, tels que l'effet pesanteur-obscurcissant augmente plus loin l'effet membre-obscurcissant. Les données de CHARA/fluor soutiennent poteau-sur, modèle obscurci par pesanteur pour Vega en prouvant qu'obscurcir du membre de Vega est 2,5 fois plus fort à une longueur d'onde de 2,2 microns que prévu pour une étoile avec une température efficace simple de l'atmosphère. Les observations archivistiques de l'explorateur ultra-violet international indiquent que ce modèle pour Vega n'est pas complet. Aux longueurs d'onde ultra-violettes lointaines, en-dessous de 140 nanomètres, le modèle est généralement trop lumineux. Situé à une distance de 25 années-lumière de la terre dans la constellation Lyra, Vega tourne autour de son axe une fois toutes les 12,5 heures. Pour la comparaison, la période moyenne de la rotation du soleil est approximativement 27 jours de la terre. Vega est environ 2,5 fois plus massif que le soleil, et 54 fois plus lumineux. À la vitesse rapide de Vega de la rotation, l'atmosphère de l'étoile est tordue, enflant 23 pour cent plus de large à son équateur comparé à ses poteaux. Ce type de déformation de rotation peut être vu dans les images de la planète Saturne, où le diamètre équatorial de la planète est approximativement 10 pour cent plus de large que le diamètre polaire. Une mesure directe de la déformation de rotation de Vega est cachée par son poteau-sur l'aspect. Cependant, le diamètre et obscurcir angulaires précis mesuré par CHARA/fluor sont conformés à cette déformation. Construction de ces résultats sur des mesures récentes de Vega obtenues par une avance d'équipe par Deane M. Peterson de l'université de l'Etat de New York, ruisseau pierreux, à l'aide de l'interféromètre optique de prototype de marine. Les co-auteurs de ce résultat incluent Antoine Mérand, Vincent Coudé du Foresto, Emmanuel Di Folco, et Pierre Kervella de l'Observatoire De Paris-Meudon, France; Olivier Absil de l'université de Liège, Belgique; Stephen T. Ridgway de l'observatoire, du Tucson, de l'Arizona et de la NASA optiques nationaux d'astronomie; Harold A. McAlister, Theo A. dix Brummelaar, Judit Sturmann, Laszlo Sturmann, et Nils H. Turner du centre pour l'astronomie angulaire élevée de résolution, l'université de l'Etat de la Géorgie, Atlanta, la Géorgie, et l'observatoire de Wilson de bâti, la Californie; et David H. Berger de l'université du Michigan, Ann Arbor, Michigan. Ce travail a été effectué en partie sous contrat avec le laboratoire de propulsion de gicleur (JPL) financé par NASA par le programme de camaraderie de Michelson. JPL est contrôlé pour la NASA par la California Institute of Technology. La rangée de CHARA est actionnée par le centre pour l'astronomie angulaire élevée de résolution, université de l'Etat de la Géorgie, Atlanta, appui additionnel de GA. vient du National Science Foundation, de la base de Keck et de la base de Packard. L'observatoire optique national d'astronomie est actionné par l'association des universités pour la recherche dans Astronomy Inc. (AURA), aux termes d'un accord coopératif avec le NSF.
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Schnell spinnender Stern Vega hat kühlen dunklen Äquator.
Das starke Verdunkeln beobachtet um den Äquator von Vega schlägt vor, daß der 5. hellste Stern im Himmel der Masse einen sehr großen Temperaturunterschied von 4.000 Grad Fahrenheit von seiner kühlen äquatorialen Region zu seinen heißen Pfosten hat. Modelle des Sternes, der auf diesen Beobachtungen basiert, schlagen vor, daß Vega bei 92 Prozent der Winkelgeschwindigkeit, die es physikalisch zum Bruch auseinander verursachen würde, eine internationale Mannschaft der Astronomen sich dreht, die heute in Washington, DC, bei der 207. Sitzung der amerikanischen astronomischen Gesellschaft verkündet werden. Dieses Resultat bestätigt die Idee, daß sehr schnell drehende Sterne an ihren Äquatoren kühler sind und an ihren Pfosten hotter, und sie zeigt an, daß die staubige Rückstandscheibe, die bekannt ist, um um Vega zu bestehen, erheblich weniger durch das Licht des Sternes als vorher erkannt belichtet wird. "diese Entdeckungen sind bedeutend, weil sie einige verwirrende Maße des Sternes beheben, und sie sollten uns helfen, Vegas der circumstellar Rückstandscheibe viel besser verstehen zu gewinnen,", sagt Jason P. Aufdenberg, der Gefährte Michelson Postdoctoral an der nationalen optischen Astronomiesternwarte in Tucson, Arizona. Diese Rückstandscheibe entsteht hauptsächlich aus dem Zusammenstoß von felsigem asterisch-wie Körpern. "das Spektrum von Vega, wie von seiner äquatorialen Fläche, die gleiche Fläche angesehen wie die Rückstandscheibe, sollte über die Hälfte sein, die so leuchtend ist, wie das Spektrum, das vom Pfosten, basiert auf diesen neuen Resultaten," Aufdenberg angesehen wird, erklärt. Die Mannschaft erhielt high-precision interferometric Maße des hellen Standardsternes Vega mit der Mitte für hohe eckige Reihe der Auflösungsastronomie (CHARA), eine Ansammlung von sechs Teleskopen 1-meter, die auf Einfassung Wilson, Kalifornien gelegen und durch Georgialandesuniversität bearbeitet sind. Mit einer maximalen Grundlinie von 330 Metern (1.083 Fuß), ist die CHARA-Reihe zum Beheben der Details fähig, die wie 200 Mikro-arcseconds so klein sind, gleichwertig mit der eckigen Größe eines Nickels, das von einem Abstand von 10.000 Meilen gesehen wird. Die CHARA-Reihe zog das starlight von Vega zur verbundenen Maßeinheit der Faser für das optische Instrument der Rekombination (FLUOR) ein, entwickelt durch die d'Etudes Spatiales Laboratoire und d'Instrumentationen Astrophysique des Des Paris Observatoire. Eine Hauptkonsequenz von Vegas schneller Umdrehung ist ein bedeutender Tropfen der wirkungsvollen atmosphärischen Temperatur durch ungefähr 2.300 Kelvin (4.000 Grad Fahrenheit) vom Pfosten zum Äquator. Dieser Effekt, bekannt als "die verdunkelnde Schwerkraft," wurde zuerst vom theoretischen Astronomen E. Hugo von Zeipel 1924 vorausgesagt. Die CHARA-/fluormaße der Helligkeitsverteilung der Oberfläche Vegas zeigen sie auch, um das verdunkelte Glied stark zu sein ".", Das Gliedverdunkeln bezieht sich die auf vermindernde Helligkeit im Bild eines Sternes von der Mitte des Bildes zum Rand oder "zum Glied" des Bildes. Die neuen Maße sind mit "Pfosten-auf" dem Modell für Vega zuerst vorgeschlagen von Richard O. Gray der Appalachian Landesuniversität gleichbleibend, die Pfosten dieses Vegas der Umdrehungspunkte in Richtung zur Masse vorschlägt. Pfosten-auf Ansicht von Vega bedeutet, daß der verhältnismäßig kühle Äquator dem Glied des Sternes entspricht, so, daß der Schwerkraft-verdunkelnde Effekt weiter den Glied-verdunkelnden Effekt erhöht. Die CHARA-/fluordaten stützen Pfosten-auf, Schwerkraft verdunkeltes Modell für Vega, indem sie zeigen, daß das Gliedverdunkeln Vegas 2,5mal an einer Wellenlänge von 2,2 Mikrons als erwartet für einen Stern mit einer einzelnen wirkungsvollen Atmosphärentemperatur stärker ist. Archivalische Beobachtungen vom internationalen ultravioletten Forscher zeigen an, daß dieses Modell für Vega nicht komplett ist. An den weiten ultravioletten Wellenlängen unterhalb 140 Nanometer, ist das Modell im Allgemeinen zu hell. Gefunden in einem Abstand von 25 Light-years von der Masse in der Konstellation Lyra, dreht sich Vega über seine Mittellinie einmal alle 12,5 Stunden. Für Vergleich ist die durchschnittliche Umdrehungsperiode des Sonnen ungefähr 27 Massentage. Vega ist ungefähr 2,5mal massiver als die Sonne heller, und 54mal. Mit Vegas schneller Rate der Umdrehung, wird baucht die Atmosphäre des Sternes verzerrt und 23 Prozent breiter an seinem Äquator aus, der mit seinen Pfosten verglichen wird. Diese Art der Rotationsverzerrung kann in Bilder des Planeten Saturn gesehen werden, in dem der äquatoriale Durchmesser des Planeten ungefähr 10 Prozent breiter als der polare Durchmesser ist. Ein direktes Maß von Vegas Rotationsverzerrung wird durch sein Pfosten-auf Aussehen versteckt. Jedoch sind der genaue eckige Durchmesser und das Verdunkeln gemessen von CHARA/FLUOR mit dieser Verzerrung gleichbleibend. Bau dieser Resultate nach den neuen Maßen von Vega erhalten durch eine Mannschaftleitung durch Deane M. Peterson der Landesuniversität von neuem York, steiniger Bach mit dem optischen Interferometer des Marineprototyps. Co-Autoren dieses Resultats schließen Antoine Mérand, Vincent Coudé du Foresto, Emmanuel Di Folco und Pierre Kervella des Des Paris-Meudon, Frankreich Observatoire mit ein; Olivier Absil der Universität von Liège, Belgien; Stephen T. Ridgway der nationalen optischen Astronomiesternwarte, -Tucson, -arizonas und -NASAS; Harold A. McAlister, Theo A. 10 Brummelaar, Judit Sturmann, Laszlo Sturmann und Nils H. Turner der Mitte für hohe eckige Auflösungsastronomie, Georgialandesuniversität, Atlanta, Georgia und Einfassungswilsonsternwarte, Kalifornien; und David H. Berger der Universität von Michigan, Ann Arbor, Michigan. Diese Arbeit wurde im Teil unter Vertrag mit dem Strahlenantrieblabor (JPL) finanziert von NASA durch das Stipendiumprogramm Michelson durchgeführt. JPL wird für die NASA von der California Institute of Technology gehandhabt. Die CHARA-Reihe wird durch die Mitte für hohe eckige Auflösungsastronomie, Georgialandesuniversität, Atlanta, zusätzliche Unterstützung GA. kommt vom National Science Foundation, von der Grundlage Keck und von der Grundlage Packard bearbeitet. Die nationale optische Astronomiesternwarte wird durch die Verbindung der Universitäten für Forschung in Astronomy Inc. (AURA), unter einer kooperativen Vereinbarung mit dem NSF bearbeitet.
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In Italiano (usando Google)
La stella velocemente di filatura Vega ha Equatore scuro freddo.
Scurirsi forte osservato intorno all'Equatore di Vega suggerisce che la quinta stella più luminosa in cielo della terra ha una differenza enorme di temperatura di 4.000 gradi di Fahrenheit dalla relativa regione equatoriale fredda ai relativi pali caldi. I modelli della stella basata su queste osservazioni suggeriscono che Vega sta ruotando a 92 per cento della velocità angolare che lo causerebbe fisicamente alla rottura a parte, una squadra internazionale di astronomi annunciati oggi in Washington, DC, alla 207th riunione della società astronomica americana. Questo risultato conferma l'idea che le stelle molto velocemente di rotazione sono più fredde ai loro Equatori e vibrano ai loro pali ed indica che il disc polveroso dei residui conosciuto per esistere intorno a Vega significativamente più di meno è illuminato dalla luce della stella che precedentemente riconosciuto. "questi risultati sono significativi perché risolvono alcune misure confusionare della stella e dovrebbero aiutarli a guadagnare molto più meglio capire del disc circumstellar dei residui del Vega," dice Jason P. Aufdenberg, il collega di Michelson Postdoctoral all'osservatorio ottico nazionale di astronomia in Tucson, Arizona. Questo disc dei residui risulta pricipalmente dallo scontro di roccioso a forma di stella-come i corpi. "lo spettro di Vega guardando dal relativo aereo equatoriale, lo stesso aereo del disc dei residui, dovrebbe essere circa la metà luminosa come lo spettro osservato dal palo, basato su questi nuovi risultati," Aufdenberg spiega. La squadra ha ottenuto le misure interferometric high-precision della stella standard luminosa Vega usando il centro per l'alto allineamento angolare di astronomia di risoluzione (CHARA), una collezione di sei telescopi 1-meter situati sul supporto Wilson, la California e funzionati dall'università di Stato della Georgia. Con una linea di base massima di 330 tester (1.083 piede), l'allineamento di CHARA è capace di risoluzione dei particolari piccoli quanto 200 micro-arcseconds, equivalente al formato angolare di un nichel visto da una distanza di 10.000 miglia. L'allineamento di CHARA ha alimentato lo starlight di Vega all'unità collegata della fibra per lo strumento ottico di ricombinazione (FLUOR), sviluppato dai d'Etudes Spatiales di Laboratoire et dall'en Astrophysique di d'Instrumentation del Observatoire il de Parigi. Una conseguenza principale di rotazione veloce del Vega è un calo significativo nella temperatura atmosferica efficace da circa 2.300 Kelvin (4.000 gradi di Fahrenheit) dal palo all'Equatore. Questo effetto, conosciuto come "la gravità che si scurisce," in primo luogo è stato previsto dall'astronomo teorico E. Hugo von Zeipel in 1924. Le misure di CHARA/fluor della distribuzione di luminosità della superficie del Vega inoltre la mostrano per essere fortemente "membro scurito." Scurirsi del membro si riferisce alla luminosità diminuente nell'immagine di una stella dal centro dell'immagine al bordo o "al membro" dell'immagine. Le nuove misure sono costanti con "palo-" sul modello per Vega in primo luogo proposto da Richard O. Gray dell'università di Stato appalachian, che propone il palo di quel Vega dei punti di rotazione verso terra. Palo- sulla vista di Vega significa che l'Equatore relativamente freddo corrisponde al membro della stella, tali che l'effetto gravità-scurentesi più ulteriormente aumenta l'effetto membro-scurentesi. I dati di CHARA/fluor sostengono palo-su, modello scurito gravità per Vega indicando che scurirsi del membro del Vega è 2,5 volte più forte ad una lunghezza d'onda di 2,2 micron di quanto previsto per una stella con una singola temperatura efficace dell'atmosfera. Le osservazioni archivistiche dall'esploratore ultravioletto internazionale indicano che questo modello per Vega non è completo. Alle lunghezze d'onda ultraviolette lontane, inferiore a 140 nanometri, il modello è generalmente troppo luminoso. Situato ad una distanza di 25 light-years da terra nella costellazione Lyra, Vega ruota una volta circa il relativo asse ogni 12,5 ore. Per il confronto, il periodo medio di rotazione del sun è di circa 27 giorni della terra. Vega è circa 2,5 volte più voluminoso del sole e 54 volte più luminoso. Al tasso veloce del Vega di rotazione, l'atmosfera della stella è storto, gonfiante 23 per cento più largo al relativo Equatore confrontato ai relativi pali. Questo tipo di distorsione di rotazione può essere visto nelle immagini del pianeta Saturno, in cui il diametro equatoriale del pianeta è approssimativamente 10 per cento più largo del diametro polare. Una misura diretta di distorsione di rotazione del Vega è nascosta dal relativo palo- sull'apparenza. Tuttavia, il diametro e scurirsi angolari esatti misurato da CHARA/fluor sono costanti con questa distorsione. Configurazione di questi risultati sulle misure recenti di Vega ottenute tramite un cavo della squadra da Deane M. Peterson dell'università di Stato di nuovo York, ruscello pietroso, per mezzo dell'interferometro ottico del prototipo del blu marino. I co-author di questo risultato includono Antoine Mérand, Vincent Coudé du Foresto, Emmanuel Di Folco e Pierre Kervella del Observatoire de Parigi-Meudon, Francia; Olivier Absil dell'università di Liegi, Belgio; Stephen T. Ridgway dell'osservatorio, del Tucson, dell'Arizona e della NASA ottici nazionali di astronomia; Harold A. McAlister, Theo A. dieci Brummelaar, Judit Sturmann, Laszlo Sturmann e Nils H. Turner del centro per alta astronomia angolare di risoluzione, l'università di Stato della Georgia, Atlanta, la Georgia e l'osservatorio del Wilson del supporto, California; e David H. Berger dell'università de Michigan, Ann Arbor, Michigan. Questo lavoro è stato realizzato in parte sotto contratto con il laboratorio di propulsione del getto (JPL) costituito un fondo per da NASA con il programma di fellowship di Michelson. JPL è controllato per la NASA dalla California Institute of Technology. L'allineamento di CHARA è funzionato dal centro per alta astronomia angolare di risoluzione, l'università di Stato della Georgia, Atlanta, supporto supplementare di GA. viene dal National Science Foundation, dal fondamento di Keck e dal fondamento di Packard. L'osservatorio ottico nazionale di astronomia è funzionato dall'associazione delle università per ricerca in Astronomy Inc. (AURA), sotto un accordo cooperativo con il NSF.
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