Již více než 400 let se astronomové, profesionální i amatérští, zabývají zvláštním zájmem pozorování hvězd Mira, třídy proměnných červených obrů slavných pulzacemi, které trvají 80–1 000 dní a způsobují, že se jejich zdánlivý jas mění desetkrát nebo více během cyklu.
Mezinárodní tým astronomů vedený Guy Perrinem z Pařížské observatoře / LESIA (Meudon, Francie) a Stephena Ridgwaye z Národní optické observatoře pro astronomii (Tucson, Arizona, USA) použil interferometrické techniky k pozorování blízkého prostředí pěti hvězd Mira, a byli překvapeni, když zjistili, že hvězdy jsou obklopeny téměř průhledným obalem vodní páry a možná oxidem uhelnatým a dalšími molekulami. Tato skořápka dává hvězdám zdánlivě velkou zdánlivou velikost. Tím, že pronikl touto vrstvou pomocí kombinovaného světla několika dalekohledů, tým zjistil, že hvězdy Mira jsou pravděpodobně jen o polovinu tak velké, jak se dříve myslelo.
„Tento objev řeší nepříjemné rozpory mezi pozorováním velikosti hvězd Mira a modely popisující jejich složení a pulzace, které nyní vidíme, jak se obecně shodují ,?? Ridgway to vysvětluje. Revidovaný obrázek je, že hvězdy Mira jsou velmi zářivé, ale relativně normální hvězdy asymptotické obří větve, ale mají rezonanční pulsaci, která řídí jejich velkou variabilitu.
Hvězdné zázraky jsou obzvláště zajímavé, protože mají podobnou velikost jako Slunce a procházejí pozdním stádiem stejné evoluční cesty, jakou zažijí všechny hvězdy s jednou sluneční hmotou, včetně Slunce. Proto tyto hvězdy ilustrují osud našeho Slunce za pět miliard let. Pokud by taková hvězda, včetně jejího obklopujícího pláště, byla umístěna na Slunci v naší sluneční soustavě, její parní vrstva by přesahovala oběžnou dráhu Marsu.
Ačkoli jsou opravdu velmi velké v průměru (až do několika stovek slunečních poloměrů), červené obří hvězdy jsou podobné bodům jako lidské oči na Zemi a dokonce i největší dalekohledy nedokážou rozlišit jejich povrchy. Tuto výzvu lze překonat kombinací signálů z oddělených dalekohledů pomocí techniky zvané astronomická interferometrie, která umožňuje studovat velmi malé detaily v blízkém okolí hvězd Mira. Nakonec lze obrazy pozorovaných hvězd rekonstruovat.
Hvězdy Mira jsou pojmenovány po prvním takovém známém objektu, Mira (nebo Omicron Ceti). Jedním z možných vysvětlení jejich významné variability je to, že během každého cyklu vzniká velké množství materiálu, včetně prachu a molekul. Tento materiál blokuje velkou část odcházejícího hvězdného záření, dokud se materiál nezředí expanzí. Blízké prostředí hvězd Mira je proto velmi složité a vlastnosti centrálního objektu je obtížné pozorovat.
Pro studium blízkého prostředí těchto hvězd provedl tým vedený Perrinem a Ridgwayem pozorování na infračerveném optickém dalekohledu (IOTA) Smithsonian Astrofyzical Observatory v Arizoně. IOTA je Michelsonův hvězdný interferometr, se dvěma rameny vytvářejícími pole ve tvaru písmene L. Pracuje se třemi kolektory, které mohou být umístěny na různých stanicích na každém rameni. V této studii byla pozorování prováděna na několika vlnových délkách pomocí různých vzdáleností dalekohledů v rozmezí od 10 do 38 metrů.
Z těchto pozorování byl tým schopen rekonstruovat změnu hvězdného jasu na povrchu každé hvězdy. Lze detekovat podrobnosti až do asi 10 milisekund. Pro srovnání, ve vzdálenosti Měsíce by to odpovídalo vlastnostem do 20 metrů.
Pozorování byla prováděna na vlnových délkách téměř infračervených, které jsou zvláště zajímavé pro studium vodní páry a oxidu uhelnatého. Úloha, kterou tyto molekuly hrály, byla týmem podezřelá před několika lety a nezávisle byla potvrzena pozorováním pomocí infračerveného vesmírného observatoře. Nová pozorování používající IOTA jasně ukazují, že hvězdy Mira jsou obklopeny molekulární vrstvou vodní páry a, alespoň v některých případech, oxidem uhelnatým. Tato vrstva má teplotu asi 2 000 K a rozprostírá se asi do jednoho hvězdného poloměru nad hvězdnou fotosférou nebo zhruba 50 procent pozorovaného průměru hvězd Mira ve vzorku.
Předchozí interferometrické studie hvězd Mira vedly k odhadům průměrů hvězd, které byly ovlivněny přítomností molekulární vrstvy, a byly tak mnohem nadhodnoceny. Tento nový výsledek ukazuje, že hvězdy Mira jsou zhruba o polovinu tak velké, jak se dříve myslelo.
Nová pozorování předložená týmem jsou interpretována v rámci modelu, který překlenuje propast mezi pozorováním a teorií. Prostor mezi povrchem hvězdy a molekulární vrstvou velmi pravděpodobně obsahuje plyn, jako je atmosféra, ale při pozorovaných vlnových délkách je relativně průhledný. Ve viditelném světle je molekulární vrstva spíše neprůhledná, což vyvolává dojem, že se jedná o povrch, ale v infračerveném záření je tenká a skrz ni může být vidět hvězda.
Tento model je vůbec prvním, kdo vysvětlil strukturu hvězd Mira v širokém rozsahu spektrálních vlnových délek od viditelného po středně infračervené a aby byl v souladu s teoretickými vlastnostmi jejich pulzace. Přítomnost vrstvy molekul hluboko nad hvězdným povrchem je však stále poněkud tajemná. Vrstva je příliš vysoká a hustá, aby byla podepřena čistě atmosférickým tlakem. Pulzace hvězdy pravděpodobně hrají roli při tvorbě molekulární vrstvy, ale mechanismus není dosud pochopen.
Protože hvězdy Hvězdy představují pozdní vývojovou fázi hvězd podobných Slunci, bude velmi zajímavé lépe popsat procesy, které se v nich a kolem nich vyskytují, jako předstírání vlastního očekávaného osudu Slunce ve vzdálené budoucnosti. Hvězdy Mira vypouštějí do vesmíru velké množství plynu a prachu, obvykle asi jednu třetinu hmotnosti Země ročně, čímž poskytují více než 75 procent molekul v galaxii. Uhlík, dusík, kyslík a další prvky, z nichž jsme vyrobeni, se většinou vyráběli uvnitř těchto hvězd (s těžšími prvky přicházejícími ze supernov) a poté se prostřednictvím této hromadné ztráty vracejí do vesmíru, aby se stali součástí nových hvězd a planet . Technika zrání interferometrie odhaluje podrobnosti atmosféry Mira a přibližuje vědce pozorování a porozumění produkci a vypuzování molekul a prachu, protože tyto hvězdy mění svůj obsah v astronomickém měřítku.
Papír? Odhalení Mira hvězd za molekulami: Potvrzení modelu molekulární vrstvy s úzkým pásmem blízké infračervené interferometrie ,? Perrin et al., se objeví v nadcházejícím vydání časopisu Astronomy & Astrophysics.
Původní zdroj: NOAO News Release
