Yli 400 vuoden ajan sekä ammattilaisten että amatöörien tutkijat ovat kiinnostuneita tarkkailemaan Miran tähtiä, muuttuvien punaisten jättiläiden luokkaa, joka on kuuluisa pulsaatioista, jotka kestävät 80–1 000 päivää ja aiheuttavat niiden näennäisen kirkkauden kymmenkertaiseksi. tai enemmän syklin aikana.
Kansainvälinen tähtitieteilijäryhmä, jota johtaa Guy Perrin Pariisin observatoriosta / LESIA (Meudon, Ranska) ja Stephen Ridgway kansallisesta optisen tähtitieteen observatoriosta (Tucson, Arizona, USA), on käyttänyt interferometrisiä tekniikoita tarkkailemaan viiden Mira-tähden läheisiä ympäristöjä, ja olivat yllättyneitä huomatessaan, että tähtiä ympäröi melkein läpinäkyvä vesihöyrykuori ja mahdollisesti hiilimonoksidi ja muut molekyylit. Tämä kuori antaa tähdille petollisesti suuren näennäisen koon. Tunkeutuen tämän kerroksen läpi käyttämällä useiden kaukoputkien yhdistettyä valoa, joukkue havaitsi, että Miran tähdet ovat todennäköisesti vain puolet niin suuria kuin aiemmin uskottiin.
? Tämä löytö ratkaisee piilevät epäjohdonmukaisuudet Mira-tähtien havaintojen ja niiden koostumusta ja pulsaatioita kuvaavien mallien välillä, jotka nyt voidaan nähdä yleisesti sopusoinnussa keskenään ,? Ridgway selittää. "Tarkistettu kuva on, että Miran tähdet ovat erittäin valoisat, mutta suhteellisen normaalit asymptoottisen jättiläishaaran tähdet, mutta niillä on resonanssitulppa, joka ohjaa niiden suurta vaihtelua."
Miran tähdet ovat erityisen mielenkiintoisia, koska ne ovat kooltaan samanlaisia kuin aurinko ja ne ovat menossa myöhässä vaiheessa samasta evoluutiopolusta, jonka kaikki yhden aurinkoisen massan tähdet, mukaan lukien aurinko, kokevat. Siksi nämä tähdet kuvaavat aurinkomme kohtaloa viiden miljardin vuoden kuluttua. Jos tällainen tähti, mukaan lukien ympäröivä kuori, sijaitsisi Auringon sijainnissa aurinkojärjestelmässämme, sen höyrynkuori ulottuisi Marsin kiertoradan ulkopuolelle.
Vaikka punaiset jättilähteet ovat halkaisijaltaan todella suuria (jopa muutama sata aurinkosädettä), ne ovat pistemäisiä ihmisen ihmisen silmille maapallolla, ja jopa suurimmat kaukoputket eivät pysty erottamaan niiden pintoja. Tämä haaste voidaan ratkaista yhdistämällä erillisten kaukoputkien signaalit käyttämällä tekniikkaa, jota kutsutaan tähtitieteelliseksi interferometriaksi, jonka avulla on mahdollista tutkia hyvin pieniä yksityiskohtia Mira-tähtien läheisessä ympäristössä. Viime kädessä kuvat havaituista tähtiistä voidaan rekonstruoida.
Miran tähdet on nimetty ensimmäisen sellaisen tunnetun esineen, Miran (tai Omicron Cetin), mukaan. Yksi mahdollinen selitys niiden merkittävälle vaihtelulle on, että jokaisen syklin aikana tuotetaan suuria määriä materiaalia, mukaan lukien pöly ja molekyylit. Tämä materiaali estää suuren osan lähtevästä tähtisäteilystä, kunnes materiaali laimenee laajentumisen myötä. Mira-tähtien läheinen ympäristö on siksi erittäin monimutkainen, ja keskeisen esineen ominaisuuksia on vaikea havaita.
Perrinin ja Ridgwayn johtama ryhmä suoritti havaintojen tutkimiseksi näiden tähtijen läheistä ympäristöä Arizonan Smithsonianin astrofysiikan observatorion infrapunaoptisessa teleskooppijärjestelmässä (IOTA). IOTA on Michelson-tähtien interferometri, jossa kaksi vartta muodostavat L-muotoisen ryhmän. Se toimii kolmella keräimellä, jotka voivat sijaita kummallakin varrella eri asemilla. Tässä tutkimuksessa havaintoja tehtiin useilla aallonpituuksilla käyttämällä erilaisia kaukoputken etäisyyksiä 10-38 metriä.
Näistä havainnoista ryhmä pystyi rekonstruoimaan tähtien kirkkauden vaihtelut kunkin tähden pinnan yli. Yksityiskohdat voidaan havaita noin 10 millisekunnin sekunnissa. Vertailun vuoksi, Kuun etäisyydellä tämä vastaisi 20 metrin kokoisten ominaisuuksien näkemistä.
Havainnot tehtiin lähellä infrapuna-aallonpituuksilla, jotka ovat erityisen mielenkiintoisia vesihöyryn ja hiilimonoksidin tutkimiseksi. Ryhmä epäili joitakin vuosia sitten näiden molekyylien roolia ja vahvisti itsenäisesti havainnoilla Infrapuna-avaruus observatorion kanssa. IOTA: ta käyttävät uudet havainnot osoittavat selvästi, että Mira-tähtiä ympäröi vesihöyryn molekyylikerros ja ainakin joissain tapauksissa hiilimonoksidi. Tämän kerroksen lämpötila on noin 2 000 K ja se ulottuu noin yhteen tähtisäteeseen tähtien valokehän yläpuolelle tai noin 50 prosenttiin näytteen Mira-tähtien havaitusta halkaisijasta.
Aikaisemmat Mira-tähtien interferometriset tutkimukset johtivat arvioihin tähtien halkaisijoista, joita molekyylikerroksen esiintyminen esiasetoi ja jotka siis yliarvioitiin. Tämä uusi tulos osoittaa, että Miran tähdet ovat noin puolet suurempia kuin aiemmin uskottiin.
Ryhmän esittämät uudet havainnot tulkitaan mallin puitteissa, joka siltaa havaintojen ja teorian välisen kuilun. Tähtipinnan ja molekyylikerroksen välinen tila sisältää todennäköisesti kaasua, kuten ilmakehä, mutta se on suhteellisen läpinäkyvä havaittuilla aallonpituuksilla. Näkyvässä valossa molekyylikerros on melko läpinäkymätön, mikä antaa vaikutelman, että se on pinta, mutta infrapunassa se on ohut ja tähti näkyy sen läpi.
Tämä malli on ensimmäinen, joka selittää Mira-tähtien rakenteen laajalla spektrin aallonpituusalueella näkyvästä keski-infrapunaan ja yhdenmukainen niiden pulsaation teoreettisten ominaisuuksien kanssa. Molekyylikerroksen läsnäolo kaukana tähtipinnan yläpuolella on kuitenkin edelleen hieman salaperäinen. Kerros on liian korkea ja tiheä, jotta sitä voidaan tukea puhtaasti ilmanpaineella. Tähden pulsatioilla on todennäköisesti merkitystä molekyylikerroksen tuottamisessa, mutta mekanismia ei vielä tunneta.
Koska Mira-tähdet edustavat aurinkoa muistuttavien tähtien myöhäistä evoluutiovaihetta, on erittäin mielenkiintoista kuvata paremmin niihin ja niiden ympäristössä tapahtuvia prosesseja, koska ne ennakoivat Auringon omaa odotettavissa olevaa kohtaloa kaukaisessa tulevaisuudessa. Miran tähdet työntävät avaruuteen suuria määriä kaasua ja pölyä, tyypillisesti noin kolmasosa maapallon massasta vuodessa, tuottaen siten yli 75 prosenttia galaksin molekyyleistä. Hiili, typpi, happi ja muut elementit, joista meitä tehdään, olivat pääosin tuotettujen tähtien sisällä (raskaampien elementtien tullessa supernoovista), ja ne palautetaan sitten avaruuteen tämän massahäviön kautta tullakseen osaksi uusia tähtiä ja planeettoja . Interferometrian kypsytysmenetelmä paljastaa yksityiskohdat Miran ilmakehästä, tuomalla tutkijat lähelle tarkkailemaan ja ymmärtämään molekyylien ja pölyn tuotantoa ja poistumista, kun nämä tähdet kierrättävät sisältönsä tähtitieteellisessä mittakaavassa.
Paperi? Miran tähdet paljastetaan molekyylien takana: Molekyylikerroksen mallin vahvistaminen kapeakaistaisella lähi-infrapunainterferometrialla ,? Perrin et al., ilmestyy tulevassa Astronomy & Astrophysics -lehden numerossa.
Alkuperäinen lähde: NOAO-lehdistötiedote
