Od ponad 400 lat astronomowie, zarówno zawodowi, jak i amatorzy, szczególnie interesują się obserwowaniem gwiazd Mira, klasy zmiennych czerwonych gigantów słynących z pulsacji, które trwają przez 80-1 000 dni i powodują, że ich pozorna jasność zmienia się dziesięciokrotnie lub więcej podczas cyklu.
Międzynarodowy zespół astronomów pod przewodnictwem Guy Perrin z Paris Observatory / LESIA (Meudon, Francja) i Stephen Ridgway z National Optical Astronomy Observatory (Tucson, Arizona, USA) zastosowali techniki interferometryczne do obserwacji bliskich środowisk pięciu gwiazd Miry, i z zaskoczeniem stwierdzili, że gwiazdy są otoczone przez prawie przezroczystą powłokę pary wodnej i prawdopodobnie tlenek węgla i inne cząsteczki. Ta powłoka nadaje gwiazdom pozornie duży pozorny rozmiar. Po przebiciu się przez tę warstwę przy użyciu połączonego światła kilku teleskopów zespół odkrył, że gwiazdy Mira są prawdopodobnie tylko w połowie tak duże, jak wcześniej sądzono.
„To odkrycie rozwiązuje dręczące niespójności między obserwacjami wielkości gwiazd Mira a modelami opisującymi ich skład i pulsacje, które obecnie można ogólnie uznać za zgodne”. Ridgway wyjaśnia. Zrewidowany obraz jest taki, że gwiazdy Mira są bardzo świecącymi, ale stosunkowo normalnymi gwiazdami asymptotycznej gałęzi olbrzyma, ale mają pulsację rezonansową, która napędza ich dużą zmienność.
Gwiazdy Mira są szczególnie interesujące, ponieważ mają podobny rozmiar do Słońca i przechodzą późny etap tej samej ścieżki ewolucyjnej, jakiej doświadczą wszystkie gwiazdy o masie jednego Słońca, w tym Słońce. Dlatego te gwiazdy ilustrują losy naszego Słońca za pięć miliardów lat. Gdyby taka gwiazda, łącznie z otaczającą ją powłoką, znajdowała się w pozycji Słońca w naszym Układzie Słonecznym, jej oparowa powłoka rozciągałaby się poza orbitę Marsa.
Chociaż mają naprawdę bardzo dużą średnicę (do kilkuset promieni słonecznych), czerwone gigantyczne gwiazdy są podobne do nieuzbrojonych ludzkich oczu na Ziemi, a nawet największe teleskopy nie potrafią odróżnić ich powierzchni. Wyzwanie to można rozwiązać, łącząc sygnały z oddzielnych teleskopów za pomocą techniki zwanej interferometrią astronomiczną, która umożliwia badanie bardzo małych szczegółów w bliskim otoczeniu gwiazd Mira. Ostatecznie obrazy zaobserwowanych gwiazd można zrekonstruować.
Gwiazdy Mira są nazwane po pierwszym tak znanym obiekcie, Mira (lub Omicron Ceti). Jednym z możliwych wyjaśnień ich znacznej zmienności jest to, że podczas każdego cyklu wytwarzane są duże ilości materiału, w tym pyłu i cząsteczek. Materiał ten blokuje większość wychodzącego promieniowania gwiazdowego, dopóki materiał nie zostanie rozcieńczony przez ekspansję. Bliskie otoczenie gwiazd Mira jest zatem bardzo złożone, a cechy obiektu centralnego są trudne do zaobserwowania.
Aby zbadać bliskie otoczenie tych gwiazd, zespół pod przewodnictwem Perrin i Ridgway przeprowadził obserwacje w podczerwieni-optyczny układ teleskopów teleskopowych (IOTA) Smithsonian Astrophysical Observatory w Arizonie. IOTA to interferometr gwiezdny Michelsona, z dwoma ramionami tworzącymi układ w kształcie litery L. Działa z trzema kolektorami, które mogą być umieszczone na różnych stacjach na każdym ramieniu. W niniejszym badaniu dokonano obserwacji na kilku długościach fal przy użyciu różnych odległości teleskopów od 10 do 38 metrów.
Na podstawie tych obserwacji zespół był w stanie zrekonstruować zmiany jasności gwiazd na powierzchni każdej gwiazdy. Można wykryć szczegóły do około 10 milisekund łuku. Dla porównania w odległości Księżyca odpowiadałoby to widzeniu obiektów o wielkości do 20 metrów.
Obserwacji dokonano na falach bliskiej podczerwieni, które są szczególnie interesujące w badaniach pary wodnej i tlenku węgla. Rola odgrywana przez te cząsteczki była podejrzewana kilka lat temu przez zespół i niezależnie potwierdzona obserwacjami w Obserwatorium Kosmicznym na Podczerwień. Nowe obserwacje z wykorzystaniem IOTA wyraźnie pokazują, że gwiazdy Mira są otoczone cząsteczkową warstwą pary wodnej i, przynajmniej w niektórych przypadkach, tlenku węgla. Ta warstwa ma temperaturę około 2000 K i rozciąga się do około jednego promienia gwiezdnego powyżej fotosfery gwiezdnej, czyli około 50 procent obserwowanej średnicy gwiazd Mira w próbce.
Wcześniejsze interferometryczne badania gwiazd Mira doprowadziły do oszacowania średnic gwiazd, które były tendencyjne z powodu obecności warstwy molekularnej, a zatem zostały znacznie zawyżone. Ten nowy wynik pokazuje, że gwiazdy Mira są około połowy tak duże, jak wcześniej sądzono.
Nowe obserwacje przedstawione przez zespół są interpretowane w ramach modelu, który wypełnia lukę między obserwacjami a teorią. Przestrzeń między powierzchnią gwiazdy a warstwą molekularną najprawdopodobniej zawiera gaz, podobnie jak atmosferę, ale jest względnie przezroczysty przy obserwowanych długościach fal. W świetle widzialnym warstwa molekularna jest raczej nieprzezroczysta, co sprawia wrażenie, że jest to powierzchnia, ale w podczerwieni jest cienka i można przez nią zobaczyć gwiazdę.
Model ten jest pierwszym w historii, który wyjaśnił strukturę gwiazd Miry w szerokim zakresie widmowych długości fal od widzialnej do średniej podczerwieni i był zgodny z teoretycznymi właściwościami ich pulsacji. Jednak obecność warstwy cząsteczek daleko ponad powierzchnią gwiazdy jest nadal nieco tajemnicza. Warstwa jest zbyt wysoka i gęsta, aby mogła być utrzymywana wyłącznie przez ciśnienie atmosferyczne. Pulsacje gwiazdy prawdopodobnie odgrywają rolę w wytwarzaniu warstwy molekularnej, ale mechanizm nie jest jeszcze zrozumiany.
Ponieważ gwiazdy Mira reprezentują późny etap ewolucyjny gwiazd podobnych do Słońca, bardzo interesujące będzie lepsze opisanie procesów zachodzących w nich i wokół nich, jako zapowiedź losu własnego Słońca w odległej przyszłości. Gwiazdy Mira wyrzucają duże ilości gazu i pyłu w przestrzeń kosmiczną, zwykle około jednej trzeciej masy Ziemi rocznie, zapewniając w ten sposób ponad 75 procent cząsteczek w galaktyce. Węgiel, azot, tlen i inne pierwiastki, z których jesteśmy zbudowani, były głównie wytwarzane we wnętrzu takich gwiazd (z cięższymi pierwiastkami pochodzącymi z supernowych), a następnie wracają do przestrzeni kosmicznej poprzez tę utratę masy, aby stać się częścią nowych gwiazd i planet . Dojrzewająca technika interferometrii ujawnia szczegóły atmosfery Miry, przybliżając naukowców do obserwacji i zrozumienia produkcji i wyrzucania cząsteczek i pyłu, gdy gwiazdy te recyrkulują swoją zawartość w skali astronomicznej.
Artykuł? Odsłanianie gwiazd Mira za cząsteczkami: Potwierdzenie modelu warstwy molekularnej za pomocą interferometrii w bliskiej podczerwieni o wąskim paśmie? autorstwa Perrin i wsp., pojawią się w nadchodzącym numerze czasopisma Astronomy & Astrophysics.
Oryginalne źródło: NOAO News Release
