Astronomų komanda neseniai panaudojo Arizonos infraraudonųjų spindulių optinio teleskopo masyvą (IOTA) iš trijų susietų teleskopų, norėdami peržvelgti 4 milijardus metų į ateitį, kai mūsų Saulės balionai taps raudona milžine žvaigžde. Jie pastebėjo keletą raudonų milžiniškų žvaigždžių - galimą mūsų Saulės likimą - ir atrado, kad jų paviršiai yra margi ir įvairūs, padengti didžiulėmis saulės dėmėmis.
Astronomams vis labiau jungiant du teleskopus kaip interferometrus, kad būtų atskleista didesnė tolimų žvaigždžių detalė, Kecko observatorijos astronomas parodo galį sujungti tris ar net daugiau teleskopų.
Astronomas Sam Ragland panaudojo trijų sujungtų teleskopų Arizonos infraraudonųjų spindulių optinio teleskopo masyvą (IOTA), kad gautų precedento neturintį senų raudonų milžiniškų žvaigždžių, atspindinčių galimą Saulės likimą, detalę.
Keista, tačiau jis nustatė, kad beveik trečdalis apklaustų raudonųjų milžinų nebuvo vienodai ryškūs visame jų veide, bet buvo neryškūs, galbūt rodantys dideles dėmeles ar debesis, panašius į saulės taškus, smūgio bangas, atsirandančias dėl pulsuojančių vokų ar net planetų.
„Paprastai tikima, kad žvaigždės turi būti simetriški dujų rutuliai“, - teigė interferometrų specialistas Raglandas. "Tačiau 30 procentų šių raudonųjų milžinų turėjo asimetriją, o tai turi įtakos paskutiniams žvaigždžių evoliucijos etapams, kai žvaigždės, tokios kaip Saulė, išsivysto į planetos ūkus."
Raglando ir jo kolegų gauti rezultatai taip pat įrodo, ar įmanoma susieti infraraudonųjų spindulių teleskopų trio - ar net kvintetą ar sekstetą - norint gauti didesnės skiriamosios gebos vaizdus iš artimųjų infraraudonųjų spindulių, nei buvo įmanoma anksčiau.
„Turėdami daugiau nei du teleskopus, galite tyrinėti visiškai kitokį mokslą, nei tai būtų galima padaryti su dviem teleskopais“, - sakė jis.
„Tai yra didelis žingsnis pereiti nuo dviejų teleskopų prie trijų“, - pridūrė teoretikė Lee Anne Willson, tyrimo bendraautorė ir fizikos bei astronomijos profesorė Ajovos valstijos universitete Ames. „Trimis teleskopais galite ne tik pasakyti, kokia žvaigždė yra didelė, bet ir tai, ar ji simetriška, ar asimetrinė. Turėdami dar daugiau teleskopų, galite tai paversti paveikslu. “
Raglandas, Willsonas ir jų kolegos iš JAV ir Prancūzijos institucijų, įskaitant NASA, pranešė apie savo pastebėjimus ir išvadas dokumente, kurį neseniai priėmė „The Astrophysical Journal“.
Ironiška, bet IOTA teleskopo masyvas, bendrai valdomas Mt. Taupydamas pinigus, liepos 1 d. Buvo uždarytas Hopkinsas iš Smithsono astrofizikos observatorijos, Harvardo universiteto, Masačusetso universiteto, Vajomingo universiteto ir Masačusetso technologijos instituto Linkolno laboratorijos. Pirmasis dviejų teleskopų interferometras internete pasirodė 1993 m., O 2000 m. Pridėjus trečiąjį 45 centimetrų teleskopą, buvo sukurta pirmoji optinio ir infraraudonųjų spindulių interferometro trijulė.
IOTA direktorius Wesley A. Traubas, buvęs Harvardo-Smithsoniano astrofizikos centre (CfA) ir dabar „Jet Propulsion“ laboratorijoje, pasiūlė Ragland ir jo kolegoms galimybę panaudoti masyvą išbandyti kelių teleskopų interferometrijos ribas ir galbūt ką nors sužinoti apie galutinį Saulės likimą.
Interferometrai sujungia dviejų ar daugiau teleskopų šviesą, kad matytų daugiau detalių, imituodami teleskopo skiriamąją gebą, kaip ir atstumą tarp teleskopų. Nors radijo astronomai metų metus naudojo matricas, kad imituotų daug didesnius teleskopus, jie turi santykinai ilgų bangų ilgių - metrų ar centimetrų - pranašumą, todėl lengviau atskirti trupmeninius bangos ilgių skirtumus tarp šviesos atvykimo laiko atskirtuose teleskopuose. Interferometriją atlikti artimuoju infraraudonųjų spindulių ryšiu - esant 1,65 mikrono arba maždaug šimtosios milimetro bangos ilgiui, kaip tai darė Raglandas - yra daug sunkiau, nes bangos ilgiai yra beveik milijono bangų, palyginti su radijo bangomis.
„Trumpų bangų ilgio metu didžiausias suvaržymas yra instrumento stabilumas“, - teigė Raglandas. „Net vibracija visiškai sunaikins matavimą“.
Astronomai taip pat pasitelkė naują technologiją, skirtą sujungti trijų IOTA teleskopų šviesą: Prancūzijoje sukurtą pusės colio pločio kietojo kūno lustą, vadinamą integruotu optikos pluošto jungikliu (IONIC). Tai prieštarauja tipiškam interferometrui, kurį sudaro daug veidrodžių, nukreipiančių šviesą iš kelių teleskopų į bendrą detektorių.
Pagrindinis Raglando dėmesys skiriamas mažos ir vidutinės masės žvaigždėms - nuo trijų ketvirtadalių Saulės masės iki tris kartus didesnės už Saulės masę - artėjant prie gyvenimo pabaigos. Tai žvaigždės, kurios balionavo į raudonuosius milžinus keliais milijardais metų anksčiau, kai jos pradėjo deginti helį, kuris buvo susikaupęs per visą vandenilio deginimo laiką. Vis dėlto, šios žvaigždės susideda iš tankios anglies ir deguonies šerdies, apgaubtos apvalkalu, kuriame vandenilis virsta heliu, o paskui heliu - anglimi ir deguonimi. Daugelyje šių žvaigždžių vandenilis ir helis keičiasi kaip kuras, todėl keičiantis degalams žvaigždės ryškumas kinta per 100 000 metų. Daugeliu atvejų žvaigždės praleidžia savo paskutinius 200 000 metų kaip „Mira“ kintamasis - žvaigždžių rūšis, kurios šviesa reguliariai kinta nuo 80 iki 1000 dienų. Jie pavadinti žvaigždės prototipu Cetus žvaigždyne, žinomu kaip Mira.
„Viena iš priežasčių, dėl kurios mane domina, yra tai, kad mūsų Saulė eis šiuo keliu tam tikru metu, po 4 milijardų metų“, - sakė Raglandas.
Būtent per šį laikotarpį šios žvaigždės pradeda pūsti išorinius savo vėjo sluoksnius, o tai ilgainiui palieka baltą nykštukę besiplečiančio planetinio ūko centre. Willsonas modeliuoja mechanizmus, kuriais šios paskutinės stadijos žvaigždės praranda savo masę, visų pirma dėl stipraus žvaigždžių vėjo.
Šių mažėjančių amžių metu žvaigždės taip pat pulsuoja mėnesiais ar metais, nes išoriniai sluoksniai pasislenka į išorę kaip išleidimo vožtuvas, sakė Willsonas. Daugelis iš šių vadinamųjų asimptotinių milžiniškų šakelių žvaigždžių yra „Mira“ kintamieji, kurie reguliariai kinta, kai molekulės formuojasi ir sukuria permatomą arba beveik nepermatomą kokoną aplink žvaigždės dalį laiko. Nors buvo įrodyta, kad kai kurios iš šių žvaigždžių nėra apskritos, bet asimetrinių bruožų, tokių kaip fragmentiškas ryškumas, neįmanoma aptikti naudojant dviejų teleskopų interferometrą, sakė Ragland.
Raglandas ir jo kolegos stebėjo IOTA iš viso 35 Mira kintamuosius, 18 pusiau reguliarių kintamųjų ir 3 netaisyklingus kintamuosius, maždaug per 1 300 šviesos metų Žemės, mūsų Pieno kelio galaktikoje. Įrodyta, kad dvylika iš „Mira“ kintamųjų pasižymi asimetriniu ryškumu, o tik trys iš pusiau reguliatorių ir vienas iš netaisyklingųjų parodė šį patingumą.
Raglandas teigė, kad tokio ryškumo priežastis yra neaiški. Willsono atliktas modeliavimas parodė, kad kompanionas, toks kaip planeta, esančio orbitoje, panašioje į Jupiterio orbitą mūsų pačių sistemoje, gali sukelti žvaigždės vėjo pabudimą, kuris pasireikš kaip asimetrija. Net arčiau Žemės esanti planeta galėtų sukelti aptinkamą pabudimą, jei žvaigždžių vėjas būtų pakankamai stiprus, nors per arti išsiplėtusios apvalkalo esančios planetos žvaigždė greitai nutemptų į vidų ir išgarintų.
Kaip alternatyva, dideli iš žvaigždės išsklaidytos medžiagos kiekiai gali kondensuotis į debesis, kurie užstoja dalį ar visą žvaigždės dalį šviesos.
Kad ir kokia būtų priežastis, Willsonas sakė: „Tai mums sako, kad prielaida, kad žvaigždės yra vienodai ryškios, yra klaidinga. Mums gali reikėti sukurti naujos kartos erdvinius modelius. “
„Šis tyrimas, didžiausias visų laikų šios klasės vėlyvojo tipo žvaigždžių tyrimas, yra pirmasis, kuris parodė, kiek vėlyvosios tipo žvaigždės, ypač„ Mira “kintamieji ir anglies žvaigždės, rodo karštųjų ir šaltųjų taškų poveikį“, - teigė bendraautoris. Williamas Danchi iš NASA Goddardo kosminių skrydžių centro. „Tai turi reikšmės tam, kaip interpretuojame stebėjimus, kai, naudodamiesi infraraudonųjų spindulių interferometrais, ieškome planetų aplink raudonus milžinus“.
Raglando bendraautoriai yra Traubas; Jean-Pierre Berger, P. Kern ir F. Malbet iš Prancūzijos „Laboratoire d’Astrophysique de Grenoble“ (LAOG); Danchi; J. D. Monnier ir E. Pedretti iš Mičigano universiteto, Ann Arbor; Willsonas; N. P. Carleton, M. G. Lacasse ir M. Pearlman iš CfA; R. Millan-Gabet iš Kalifornijos technologijos instituto; F. Schloerb, M. Brewer, K. Perraut, K. Souccar ir G. Wallace iš Masačusetso universiteto, Amherstas; W. Cotton iš Nacionalinės radijo astronomijos observatorijos Virdžinijoje; Charles H. Townes iš Kalifornijos universiteto, Berklio; P. Haguenaueris iš ALCATEL kosmoso pramonės Kanuose, Prancūzija; ir P. Labeye iš „Laboratoire d’Electronique de Technologie de l’Information“ (LETI) Grenoblyje, priklausančiame Prancūzijos atominės energijos komisijai (CEA). IONIC mikroschemą kartu sukūrė „LAOG“, „Institut de Microé lectronique“, „lectromagné tis et et Photonique“ (IMEP) ir LETI.
Darbą rėmė NASA per Michelson podoktorantūros stipendiją ir Nacionalinis mokslo fondas.
W. M. Kecko observatorija veikia kaip mokslinė partnerystė tarp Kalifornijos technologijos instituto, Kalifornijos universiteto ir NASA. Observatorija tapo įmanoma dėl dosnios W. Kecko fondo finansinės paramos.
Originalus šaltinis: „Keck“ žinių laida
