Zespół astronomów użył niedawno arizonowo-optycznego układu teleskopów w podczerwieni (IOTA) trzech połączonych teleskopów, aby przyjrzeć się 4 miliardom lat w przyszłość, kiedy nasze Słońce szybko się balonuje, by stać się czerwoną gwiazdą giganta. Obserwowali kilka czerwonych gigantycznych gwiazd - ostateczny los naszego Słońca - i odkryli, że ich powierzchnie są nakrapiane i zróżnicowane, pokryte ogromnymi plamami słonecznymi.
W miarę jak astronomowie coraz częściej łączą dwa teleskopy jako interferometry, aby ujawnić więcej szczegółów odległych gwiazd, astronom z Obserwatorium Keck pokazuje moc łączenia trzech lub nawet więcej teleskopów ze sobą.
Astronom Sam Ragland wykorzystał Arizona Array Infrared-Optical Telescope Telescray (IOTA) trzech połączonych teleskopów w celu uzyskania niespotykanych szczegółów starych czerwonych olbrzymów, które reprezentują ostateczny los Słońca.
Co zaskakujące, odkrył, że prawie jedna trzecia czerwonych gigantów, które badał, nie była jednolicie jasna na twarzy, ale była niejednolita, być może wskazując duże plamy lub chmury analogiczne do plam słonecznych, fale uderzeniowe generowane przez pulsujące koperty, a nawet planety.
„Zazwyczaj uważa się, że gwiazdy muszą być symetrycznymi kulami gazowymi”, powiedział Ragland, specjalista od interferometrów. „Ale 30 procent tych czerwonych olbrzymów wykazało asymetrię, co ma wpływ na ostatnie etapy ewolucji gwiazd, kiedy gwiazdy takie jak Słońce ewoluują w mgławice planetarne”.
Wyniki uzyskane przez Raglanda i jego współpracowników dowodzą również możliwości połączenia trio - a nawet kwintetu lub sekstetu - teleskopów na podczerwień, aby uzyskać obrazy o wyższej rozdzielczości w bliskiej podczerwieni, niż było to wcześniej możliwe.
„Dzięki więcej niż dwóm teleskopom możesz odkryć zupełnie inny rodzaj nauki, niż można to zrobić za pomocą dwóch teleskopów” - powiedział.
„To duży krok od przejścia z dwóch teleskopów na trzy” - dodał teoretyk Lee Anne Willson, współautor badań i profesor fizyki i astronomii na Iowa State University w Ames. „Dzięki trzem teleskopom możesz nie tylko powiedzieć, jak duża jest gwiazda, ale czy jest symetryczna czy asymetryczna. Dzięki jeszcze większej liczbie teleskopów możesz zacząć przekształcać to w obraz. ”
Ragland, Willson i ich koledzy z instytucji w Stanach Zjednoczonych i Francji, w tym NASA, przedstawili swoje spostrzeżenia i wnioski w dokumencie ostatnio zaakceptowanym przez The Astrophysical Journal.
Jak na ironię, zestaw teleskopów IOTA, działający wspólnie na Mt. Hopkins z Smithsonian Astrophysical Observatory, Harvard University, University of Massachusetts, University of Wyoming i Lincoln Laboratory of Massachusetts Institute of Technology został zamknięty 1 lipca, aby zaoszczędzić pieniądze. Początkowy interferometr z dwoma teleskopami został uruchomiony w 1993 roku, a dodanie trzeciego 45-centymetrowego teleskopu w 2000 roku stworzyło pierwsze trio interferometru optycznego i podczerwonego.
Dyrektor IOTA Wesley A. Traub, dawniej Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA), a teraz w Jet Propulsion Laboratory, zaoferował Raglandowi i jego współpracownikom możliwość wykorzystania tablicy do przetestowania granic interferometrii wielu teleskopów i być może dowiedzieć się czegoś o ostatecznym losie Słońca.
Interferometry łączą światło z dwóch lub więcej teleskopów, aby zobaczyć więcej szczegółów, symulując rozdzielczość teleskopu tak dużą, jak odległość między teleskopami. Podczas gdy radio astronomowie od lat używają tablic do symulacji znacznie większych teleskopów, mają tę zaletę, że mają stosunkowo długie długości fali - metry lub centymetry - co ułatwia wykrycie ułamkowych różnic długości fal między czasami docierania światła do oddzielnych teleskopów. Wykonywanie interferometrii w bliskiej podczerwieni - przy długości fali 1,65 mikrona, czyli około setnej części milimetra, jak to zrobił Ragland - jest znacznie trudniejsze, ponieważ długości fal są prawie milionowe w stosunku do fal radiowych.
„Przy krótkich długościach fali stabilność instrumentu jest głównym ograniczeniem”, powiedział Ragland. „Nawet wibracja całkowicie zniszczy pomiar”.
Astronomowie zastosowali również nową technologię łączenia światła z trzech teleskopów IOTA: półprzewodnikowy układ półprzewodnikowy o nazwie półprzewodnikowy, zwany zintegrowanym układem optycznym łączącym wiązki (IONIC), opracowanym we Francji. Kontrastuje to z typowym interferometrem, który składa się z wielu luster kierujących światło z wielu teleskopów do wspólnego detektora.
Głównym celem Raglanda są gwiazdy o niskiej do średniej masie - od trzech czwartych masy Słońca do trzykrotności masy Słońca - gdy zbliżają się do końca życia. Są to gwiazdy, które przeleciały do czerwonych gigantów kilka miliardów lat wcześniej, kiedy zaczęły palić hel, który zgromadził się podczas życia wodoru. Jednak pod koniec gwiazdy te składają się z gęstego rdzenia węgla i tlenu otoczonego powłoką, w której wodór przekształca się w hel, a następnie hel w węgiel i tlen. W większości tych gwiazd wodór i hel występują naprzemiennie jak paliwa, co powoduje, że jasność gwiazdy zmienia się w okresie 100 000 lat wraz ze zmianą paliwa. W wielu przypadkach gwiazdy spędzają ostatnie 200 000 lat jako zmienną Mira - rodzaj gwiazdy, której światło zmienia się regularnie w jasności przez okres od 80 do 1000 dni. Nazwano je prototypową gwiazdą w gwiazdozbiorze Cetusa znanym jako Mira.
„Jednym z powodów, dla których mnie to interesuje, jest to, że nasze Słońce pójdzie tą drogą w pewnym momencie, za 4 miliardy lat od teraz”, powiedział Ragland.
W tym okresie gwiazdy te zaczynają zdmuchiwać swoje zewnętrzne warstwy w „superwind”, który ostatecznie pozostawi białego karła w centrum rozszerzającej się mgławicy planetarnej. Willson modeluje mechanizmy, za pomocą których te gwiazdy w fazie końcowej tracą swoją masę, głównie przez silne wiatry gwiezdne.
W tych zanikających eonach gwiazdy pulsują również od miesięcy do lat, gdy zewnętrzne warstwy wyskakują na zewnątrz jak zawór uwalniający, powiedział Willson. Wiele z tak zwanych asymptotycznych gwiazd olbrzymich gałęzi to zmienne Mira, które zmieniają się regularnie, gdy cząsteczki tworzą się i tworzą półprzezroczysty lub prawie nieprzezroczysty kokon wokół części gwiazdy. Chociaż niektóre z tych gwiazd okazały się niekołowe, wszelkie asymetryczne cechy, takie jak niejednolita jasność, są niemożliwe do wykrycia za pomocą interferometru z dwoma teleskopami, powiedział Ragland.
Ragland i jego koledzy zaobserwowali w IOTA 35 zmiennych Mira, 18 zmiennych pół-regularnych i 3 zmienne nieregularne, wszystkie w odległości około 1300 lat świetlnych od Ziemi, w naszej Galaktyce Drogi Mlecznej. Dwanaście zmiennych Mira okazało się mieć asymetryczne jasności, podczas gdy tylko trzy z pół-regularnych i jedna z nieregularnych wykazywały tę nierównomierność.
Ragland powiedział, że przyczyna tej niejednoznacznej jasności jest niejasna. Modelowanie Willsona wykazało, że towarzysz, taki jak planeta na orbicie podobnej do orbity Jowisza w naszym własnym systemie, może wygenerować kilwater na wietrze gwiezdnym, który pojawiłby się jako asymetria. Nawet bliższa planeta podobna do Ziemi mogłaby wygenerować wykrywalne budzenie, gdyby wiatr gwiezdny był wystarczająco silny, chociaż planeta zbyt blisko rozszerzonej powłoki zostałaby szybko wciągnięta do wewnątrz i odparowana przez gwiazdę.
Alternatywnie, duże ilości materiału wydalonego z gwiazdy mogą kondensować się w chmury, które blokują część lub całość światła z części gwiazdy.
Bez względu na przyczynę, powiedział Willson, „mówi nam to, że założenie, że gwiazdy są jednolicie jasne, jest błędne. Być może będziemy musieli opracować nową generację modeli trójwymiarowych. ”
„To badanie, największe jak dotąd w tej klasie gwiazd późnego typu, jest pierwszym, które wykazało, w jakim stopniu gwiazdy późnego typu, zwłaszcza zmienne Mira i gwiazdy węglowe, wykazują wpływ gorących i zimnych punktów”, powiedział współautor William Danchi z NASA Goddard Space Flight Center. „Ma to wpływ na to, jak interpretujemy obserwacje, gdy używamy interferometrów w podczerwieni do wyszukiwania planet wokół czerwonych gigantów.”
Współtwórcami Raglanda są Traub; Jean-Pierre Berger, P. Kern i F. Malbet z Laboratoire d’Astrophysique de Grenoble (LAOG) we Francji; Danchi; J. D. Monnier i E. Pedretti z University of Michigan, Ann Arbor; Willson; N. P. Carleton, M. G. Lacasse i M. Pearlman z CfA; R. Millan-Gabet z California Institute of Technology; F. Schloerb, M. Brewer, K. Perraut, K. Souccar i G. Wallace z University of Massachusetts, Amherst; W. Cotton z National Radio Astronomy Observatory w Wirginii; Charles H. Townes z University of California, Berkeley; P. Haguenauer z ALCATEL Space Industries z Cannes, Francja; oraz P. Labeye z Laboratoire d’Electronique de Technologie de l'Information (LETI) w Grenoble, który jest częścią Francuskiej Komisji Energii Atomowej (CEA). Układ IONIC został opracowany wspólnie przez LAOG, Institut de Microà © lectronique, à ect lectromagnétisme et Photonique (IMEP) i LETI.
Praca była wspierana przez NASA poprzez stypendium podoktoranckie Michelsona i National Science Foundation.
Obserwatorium W. M. Kecka działa jako partnerstwo naukowe między California Institute of Technology, University of California i NASA. Obserwatorium było możliwe dzięki hojnemu wsparciu finansowemu Fundacji W. Kecka.
Oryginalne źródło: Keck News Release
