Екип от астрономи наскоро използва инфрачервено-оптичния телескоп на Аризона (IOTA) от три свързани телескопа, за да надникне 4 милиарда години в бъдещето, когато нашето Слънце балони се превърне в червена гигантска звезда. Те наблюдаваха няколко червени гигантски звезди - евентуалната съдба на нашето Слънце - и откриха, че повърхностите им са петна и разнообразни, покрити с огромни слънчеви петна.
Тъй като астрономите все повече свързват два телескопа като интерферометри, за да разкрият по-подробни подробности за далечни звезди, астрономът от обсерватория Кек показва силата на свързване на три или дори повече телескопи заедно.
Астрономът Сам Рагланд използва инфрачервения оптичен телескоп на Аризона (IOTA) от три свързани телескопа, за да получи безпрецедентен детайл от стари червени гигантски звезди, които представляват евентуалната съдба на Слънцето.
Изненадващо той откри, че близо една трета от червените гиганти, които той изследва, не са еднакво ярки по лицето им, а са петнасти, може би показващи големи петна или облаци, аналогични на слънчеви петна, ударни вълни, генерирани от пулсиращи обвивки или дори планети.
"Типичното вярване е, че звездите трябва да са симетрични газови топки", каза Рагланд, специалист по интерферометър. „Но 30 процента от тези червени гиганти проявиха асиметрия, което има последици за последните етапи на звездна еволюция, когато звезди като Слънцето се развиват в планетарни мъглявини.“
Резултатите, получени от Ragland и неговите колеги, също доказват осъществимостта на свързване на трио - или дори квинтет или секстет - на инфрачервени телескопи, за да се получат изображения с по-висока разделителна способност в близката инфрачервена връзка, отколкото е било възможно преди.
„С повече от два телескопа можете да изследвате напълно различен вид наука, отколкото бихте могли да направите с два телескопа“, каза той.
„Голяма стъпка е да преминем от два телескопа до три“, добави теоретикът Лин Ан Уилсън, съавтор на проучването и професор по физика и астрономия от Айова Държавен университет в Амес. „С три телескопа можете да разберете не само колко е голяма звездата, но и дали е симетрична или асиметрична. С още повече телескопи можете да започнете да превръщате това в картина. "
Рагланд, Уилсън и техните колеги от институции в Съединените щати и Франция, включително НАСА, съобщават своите наблюдения и заключения в документ, наскоро приет от The Astrophysical Journal.
По ирония на съдбата телескопът IOTA, управляван съвместно на Mt. Хопкинс от Смитсоновската астрофизична обсерватория, Харвардския университет, Масачузетския университет, Университета Вайоминг и Линкълнската лаборатория на Масачузетския технологичен институт, бе закрита на 1 юли, за да спести пари. Първоначалният интерферометър с два телескопа стартира онлайн през 1993 г., а добавянето на трети 45-сантиметров телескоп през 2000 г. създаде първия оптичен и инфрачервен интерферометър трио.
Директорът на IOTA Уесли А. Трауб, бивш от Центъра за астрофизика в Харвард-Смитсониан (CfA), а сега в лабораторията за реактивни двигатели, предложи на Ragland и неговите колеги възможността да използват масива за тестване на границите на мулти-телескопската интерферометрия и може би научете нещо за крайната съдба на Слънцето.
Интерферометрите комбинират светлина от два или повече телескопа, за да видят повече подробности, симулирайки разделителната способност на телескоп, толкова голяма, колкото разстоянието между телескопите. Докато радиоастрономите от години използват масиви, за да симулират много по-големи телескопи, те имат предимството на сравнително дългите дължини на вълната - метри или сантиметри, което улеснява откриването на различията в различията в дължината на вълната между времето на пристигане на светлина в отделни телескопи. Правенето на интерферометрия в близката инфрачервена връзка - при дължина на вълната 1,65 микрона или около една стотна от милиметъра, както направи Ragland - е много по-трудно, тъй като дължините на вълните са близо милионна дължина на радиовълните.
"При къси дължини на вълната стабилността на инструмента е основно ограничение", каза Рагланд. "Дори вибрация напълно ще унищожи измерването."
Астрономите използваха и нова технология за комбиниране на светлината от трите телескопа IOTA: твърд твърд чип с ширина половин инча, наречен интегрирана оптична греда-комбиниращ апарат (IONIC), разработен във Франция. Това контрастира с типичния интерферометър, който се състои от много огледала за насочване на светлината от множество телескопи към общ детектор.
Основният фокус на Рагланд е звездите с ниска до средна маса - вариращи от три четвърти от масата на Слънцето до три пъти по-голяма от масата на Слънцето - когато приближават краищата на своя живот. Това са звезди, които балонираха в червени гиганти няколко милиарда години по-рано, когато започнаха да изгарят хелия, който се натрупа през живота на изгарянето на водород. В края на краищата обаче тези звезди се състоят от плътно ядро от въглерод и кислород, заобиколено от черупка, където водородът се превръща в хелий, а след това от хелий във въглерод и кислород. В повечето от тези звезди водородът и хелият се редуват като горива, което води до промяна на яркостта на звездата за период от 100 000 години, докато горивото се променя. В много случаи звездите прекарват последните си 200 000 години като променлива Mira - вид звезда, чиято светлина се променя редовно по яркост за период от 80 до 1000 дни. Те са кръстени на първообраза на звездата в съзвездието на Цетус, известно като Мира.
„Една от причините да се интересувам от това е, че нашето Слънце ще поеме по този път в някакъв момент, на 4 милиарда години от сега“, каза Рагланд.
Именно през този период тези звезди започват да издуват външните си слоеве в „свръхвръх”, което в крайна сметка ще остави зад бяло джудже в центъра на разширяваща се планетна мъглявина. Уилсън моделира механизмите, по които тези звезди от крайния етап губят своята маса, предимно макар и силни звездни ветрове.
По време на тези затихващи еони звездите също пулсират от порядъка на месеци до години, докато външните слоеве изплуват навън като освобождаващ клапан, казва Уилсън. Много от тези така наречени асимптотични гигантски клонови звезди са променливи Mira, които се различават редовно, тъй като молекулите се образуват и създават полупрозрачен или почти непрозрачен пашкул около звездната част на времето. Докато за някои от тези звезди е показано, че не са кръгли, всякакви асиметрични характеристики, като петна по яркост, са невъзможни за откриване с интерферометър с два телескопа, каза Рагланд.
Ragland и неговите колеги наблюдават с IOTA общо 35 Mira променливи, 18 полурегулярни променливи и 3 неправилни променливи, всички в рамките на около 1300 светлинни години от Земята, в нашата Галактика на Млечния път. Дванадесет от променливите Mira се оказаха асиметрични яркости, докато само три от полурегулаторите и един от нерегуларите показаха тази лепкавост.
Причината за тази петна яркост е неясна, каза Ragland. Моделирането на Уилсън показа, че спътник, като планета в орбита, подобна на орбитата на Юпитер в нашата собствена система, може да генерира събуждане в звезден вятър, което би се проявило като асиметрия. Дори по-близка планета, подобна на Земята, би могла да генерира забележимо събуждане, ако звездният вятър беше достатъчно силен, макар планета, твърде близка до разгънатата обвивка, бързо да бъде завлечена навътре и изпарена от звездата.
Алтернативно, голямо количество материал, изхвърлен от звездата, може да се кондензира в облаци, които блокират част или цялата светлина от част от звездата.
Каквато и да е причината, казва Уилсън, „това ни казва, че предположението, че звездите са равномерно ярки, е погрешно. Може да се наложи да разработим ново поколение триизмерни модели. "
„Това проучване, най-голямото от този клас звезди от късен тип, е първото, което демонстрира степента, в която късните звезди от типа, особено променливите Mira и въглеродните звезди, показват ефекта на горещи и студени петна“, каза съавторът Уилям Данчи от Центъра за космически полети на НАСА Годард. „Това има значение за това как интерпретираме наблюденията, когато използваме инфрачервени интерферометри за търсене на планети около червени гиганти.“
Съавторите на Ragland са Traub; Жан-Пиер Бергер, П. Керн и Ф. Малбет от Laboratoire d'Astrophysique de Grenoble (LAOG) във Франция; Danchi; J. D. Monnier и E. Pedretti от университета в Мичиган, Ан Арбър; Уилсън; N. P. Carleton, M. G. Lacasse и M. Pearlman от CfA; Р. Милан-Габет от Калифорнийския технологичен институт; F. Schloerb, M. Brewer, K. Perraut, K. Souccar и G. Wallace от Университета на Масачузетс, Амхерст; В. Памук от Националната радиоастрономическа обсерватория във Вирджиния; Чарлз Х. Таунс от Калифорнийския университет, Бъркли; П. Хагенауер от космическата индустрия на ALCATEL в Кан, Франция; и P. Labeye от Laboratoire d'Electronique de Technologie de l'Information (LETI) в Гренобъл, която е част от Френската комисия за атомна енергия (CEA). IONIC чипът е разработен съвместно от LAOG, Institut de Microà © lectronique, ‰ ct lectromagné © etme et Photonique (IMEP) и LETI.
Работата беше подкрепена от НАСА чрез докторантура на Микелсън и от Националната научна фондация.
Обсерваторията на W. M. Keck работи като научно партньорство между Калифорнийския технологичен институт, Калифорнийския университет и НАСА. Обсерваторията стана възможна благодарение на щедрата финансова подкрепа на фондация W. Keck.
Оригинален източник: Keck News Release
