Tým astronomů nedávno použil Arizonský infračervený optický dalekohled Array (IOTA) tří propojených dalekohledů, aby mohl do budoucna vykouzlit 4 miliardy let, kdy se naše sluneční balóny stanou rudou obří hvězdou. Pozorovali několik červených obřích hvězd - případný osud našeho Slunce - a zjistili, že jejich povrchy jsou skvrnité a různorodé, pokryté obrovskými slunečními skvrnami.
Když astronomové stále více propojují dva dalekohledy jako interferometry, aby odhalili větší detail vzdálených hvězd, astronom Keck Observatory ukazuje sílu propojení tří nebo více dalekohledů dohromady.
Astronom Sam Ragland použil Arizonský infračervený optický dalekohled Array (IOTA) tří propojených dalekohledů, aby získal nebývalý detail starých červených obřích hvězd, které představují konečný osud Slunce.
Překvapivě zjistil, že téměř třetina červených obrů, které zkoumal, nebyla na jejich tváři rovnoměrně jasná, ale byly nerovnoměrné, možná naznačovaly velké skvrny nebo mraky analogické slunečním skvrnám, rázové vlny generované pulzujícími obálky nebo dokonce planety.
"Typické přesvědčení je, že hvězdy musí být symetrické plynové koule," řekl Ragland, specialista na interferometr. "Ale 30 procent těchto červených gigantů ukázalo asymetrii, což má důsledky pro poslední fáze hvězdného vývoje, kdy se hvězdy jako Slunce vyvíjejí do planetárních mlhovin."
Výsledky získané Raglandem a jeho kolegy také dokazují proveditelnost propojení tria - nebo dokonce kvinteta nebo sextetu - infračervených dalekohledů, aby bylo možné získat snímky s vyšším rozlišením v blízké infračervené oblasti, než tomu bylo dříve.
"S více než dvěma dalekohledy můžete prozkoumat úplně jiný druh vědy, než by bylo možné udělat se dvěma dalekohledy," řekl.
"Je to velký krok ze dvou dalekohledů na tři," dodala teoretička Lee Anne Willson, spoluautorka studie a profesorka fyziky a astronomie na Iowské státní univerzitě v Amesu. "Se třemi dalekohledy můžete říct nejen, jak velká je hvězda, ale zda je symetrická nebo asymetrická." S ještě více dalekohledy to můžete začít proměňovat v obraz. ““
Ragland, Willson a jejich kolegové v institucích ve Spojených státech a ve Francii, včetně NASA, uvedli svá pozorování a závěry v příspěvku nedávno přijatém The Astrophysical Journal.
Je ironií, že dalekohled IOTA pracoval společně na Mt. Hopkins od Smithsonian Astrophysical Observatory, Harvard University, University of Massachusetts, University of Wyoming a Massachusetts Institute of Technology v Lincoln Laboratory, byl zavřen 1. července pro úsporu peněz. Počáteční interferometr s dvěma dalekohledy byl uveden do provozu v roce 1993 a přidání třetího dalekohledu o průměru 45 centimetrů v roce 2000 vytvořilo první trio s optickým a infračerveným interferometrem.
Ředitel IOTA Wesley A. Traub, dříve z Harvard-Smithsonianova centra pro astrofyziku (CfA) a nyní v Jet Propulsion Laboratory, nabídl Raglandovi a jeho kolegům příležitost využít pole k testování limitů interferometrie s více dalekohledy a možná i dozvědět se něco o konečném osudu Slunce.
Interferometry kombinují světlo ze dvou nebo více dalekohledů, aby viděly více detailů, simulující rozlišení dalekohledu tak velké, jako je vzdálenost mezi dalekohledy. Zatímco radioastronomisté už léta používají pole k simulaci mnohem větších dalekohledů, mají výhodu relativně dlouhých vlnových délek - metrů nebo centimetrů - což usnadňuje detekci dílčích vlnových délek mezi časy příchodu světla na oddělených dalekohledech. Interferometrie v blízké infračervené oblasti - při vlnové délce 1,65 mikronů nebo asi stotině milimetru, jako tomu bylo u Raglandu - je mnohem těžší, protože vlnové délky jsou téměř miliontinou vlnové délky rádiových vln.
"Na krátkých vlnových délkách je stabilita nástroje hlavním omezením," řekl Ragland. "Dokonce i vibrace úplně zničí měření."
Astronomové také použili novou technologii pro kombinování světla ze tří dalekohledů IOTA: poloviční palec širokoúhlého čipu, nazývaného integrovaný optický kombinátor paprsků (IONIC), vyvinutý ve Francii. To kontrastuje s typickým interferometrem, který se skládá z mnoha zrcadel pro směrování světla z více dalekohledů na společný detektor.
Ragland se zaměřuje především na hvězdy s nízkou až střední hmotností - od tří čtvrtin hmotnosti Slunce až po trojnásobek hmotnosti Slunce - když se blíží ke konci svého života. Jsou to hvězdy, které se před několika miliardami let vyvinuly do červených gigantů, když začaly spalovat helium, které se nahromadilo během celoživotního spalování vodíku. Nakonec se však tyto hvězdy skládají z hustého jádra uhlíku a kyslíku obklopeného skořápkou, kde se vodík přeměňuje na helium, a pak helium na uhlík a kyslík. Ve většině z těchto hvězd se vodík a helium střídají jako palivo, což způsobuje, že se jas hvězdy mění v průběhu 100 000 let, jak se palivo mění. V mnoha případech hvězdy tráví posledních 200 000 let jako proměnná Mira - typ hvězdy, jejíž světlo se pravidelně mění v jasu po dobu 80 až 1000 dnů. Oni jsou jmenováni pro prototyp hvězdu v souhvězdí Cetus známý jako Mira.
"Jedním z důvodů, proč mě to zajímá, je, že naše Slunce se touto cestou vydá v určitém okamžiku, za 4 miliardy let," řekl Ragland.
Během tohoto období začnou tyto hvězdy vyfukovat své vnější vrstvy do „větru“, který nakonec zanechá bílého trpaslíka ve středu rozšiřující se planetární mlhoviny. Willson modeluje mechanismy, kterými tyto hvězdy v koncovém stádiu ztratí svou hmotu, primárně ačkoli silné hvězdné větry.
Během těchto ubývajících věků hvězdy také pulzují v řádu měsíců až let, protože vnější vrstvy se řítí směrem ven jako uvolňovací ventil, řekl Willson. Mnoho z těchto takzvaných asymptotických obřích hvězdných hvězd jsou proměnné Mira, které se pravidelně mění, když se molekuly tvoří a vytvářejí průsvitný nebo téměř neprůhledný kokon kolem hvězdné části času. Zatímco se ukázalo, že některé z těchto hvězd jsou nekruhové, pomocí asymetrického interferometru nelze detekovat žádné asymetrické rysy, jako je nepravidelný jas, řekl Ragland.
Ragland a jeho kolegové pozorovali u IOTA v naší Galaxii Mléčná dráha celkem 35 proměnných Mira, 18 polopravidelných proměnných a 3 nepravidelné proměnné, vše ve vzdálenosti asi 1 300 světelných let Země. Ukázalo se, že dvanáct proměnných Mira má asymetrické jasnosti, zatímco pouze tři polořadovky a jeden z nepravidelností vykazovaly tuto lákavost.
Příčinou této nepravidelné jasnosti je nejasná, řekl Ragland. Modelování Willsonem ukázalo, že společník, jako je planeta na oběžné dráze podobné Jupiterově oběžné dráze v našem vlastním systému, by mohl generovat probuzení ve hvězdném větru, který by se ukázal jako asymetrie. Dokonce i bližší planeta podobná Zemi by mohla generovat detekovatelné probuzení, kdyby byl hvězdný vítr dostatečně silný, ačkoli planeta příliš blízko rozšířené obálce by byla rychle tažena dovnitř a odpařena hvězdou.
Alternativně by velké množství materiálu vyloučeného z hvězdy mohlo kondenzovat do mraků, které blokují část nebo celé světlo z části hvězdy.
Ať už je příčina jakákoli, Willson řekl: „Toto nám říká, že předpoklad, že hvězdy jsou rovnoměrně jasné, je nesprávný. Možná budeme muset vyvinout novou generaci trojrozměrných modelů. “
"Tato studie, vůbec největší z této třídy hvězd pozdního typu, je první, která demonstruje míru, do jaké pozdní hvězdy typu, zejména proměnné Mira a uhlíkové hvězdy, ukazují účinky horkých a studených skvrn," uvedl spoluautor William Danchi z NASA Goddard Space Flight Center. "To má dopad na to, jak interpretujeme pozorování, když pomocí infračervených interferometrů hledáme planety kolem červených obrů."
Raglandovi spoluřešitelé jsou Traub; Jean-Pierre Berger, P. Kern a F. Malbet z Laboratoire d´Astrophysique de Grenoble (LAOG) ve Francii; Danchi; J. D. Monnier a E. Pedretti z University of Michigan, Ann Arbor; Willson; N. P. Carleton, M. G. Lacasse a M. Pearlman z CfA; R. Millan-Gabet z Kalifornského technologického institutu; F. Schloerb, M. Brewer, K. Perraut, K. Souccar a G. Wallace z University of Massachusetts, Amherst; W. Cotton z Národní observatoře pro astronomii ve Virginii; Charles H. Townes z University of California, Berkeley; P. Haguenauer z ALCATEL Space Industries v Cannes, Francie; a P. Labeye z Laboratoire d´Electronique de Technologie de l'Information (LETI) v Grenoblu, který je součástí Francouzské komise pro atomovou energii (CEA). Čip IONIC byl vyvinut společně společností LAOG, Institut de MicroÃà lectronique, à ‰ lectromagnà © tisme et Photonique (IMEP) a LETI.
Práce byla podporována NASA prostřednictvím Michelson Postdoctoral Fellowship a National Science Foundation.
Observatoř W. M. Keck je provozována jako vědecké partnerství mezi Kalifornským technologickým institutem, Kalifornskou univerzitou a NASA. Observatoř byla umožněna díky velkorysé finanční podpoře nadace W. Keck.
Původní zdroj: Keck News Release
