Ryhmä tähtitieteilijöitä käytti äskettäin Arizonan kolmen kytketyn kaukoputken infrapuna-teleskooppijärjestelmää (IOTA) vertaillakseen 4 miljardia vuotta tulevaisuuteen, jolloin aurinkopallomme nousevat punaiseksi jättiläheksi. He havaitsivat useita punaisia jättiläketähteitä - aurinkomme lopullista kohtaloa - ja havaitsivat niiden pintojen olevan pilkkaisia ja monimuotoisia, peitettynä valtavilla auringonpilkilla.
Koska tähtitieteilijät yhdistävät yhä useampia teleskooppeja interferometreinä paljastaaksesi entistä yksityiskohtaisemmin kaukaisia tähtiä, Keckin observatorion tähtitieteilijä osoittaa voiman yhdistää kolme tai jopa enemmän kaukoputkia.
Tähtitieteilijä Sam Ragland käytti Arizonan kolmen kytketyn kaukoputken infrapuna-teleskooppijärjestelmää (IOTA) saadakseen ennennäkemättömän yksityiskohdan vanhoista punaisista jättilähdeistä, jotka edustavat Auringon mahdollista kohtaloa.
Yllättäen hän havaitsi, että lähes kolmasosa tutkimistaan punaisista jättiläisistä ei ollut tasaisesti kirkkaita heidän kasvoillaan, mutta olivat hajanaisia, mikä osoitti ehkä suuria paikkoja tai pilviä, jotka olivat samanlaisia kuin aurinkopisteitä, sykkivien kirjekuorien aiheuttamia iskuaalloja tai jopa planeettoja.
"Tyypillinen usko on, että tähtiä on oltava symmetrisiä kaasupalloja", sanoi interferometrin asiantuntija Ragland. "Mutta 30 prosentilla näistä punaisista jättiläisistä oli epäsymmetriaa, jolla on vaikutuksia tähtien evoluution viimeisiin vaiheisiin, kun Auringon kaltaiset tähdet muuttuvat planeettakeskuksiin."
Raglandin ja hänen kollegoidensa saamat tulokset todistavat myös infrapunakaukoputkien kolmen - tai jopa kvintetin tai sekstetin - yhdistämisen mahdollistavuuden saadakseen korkean resoluution kuvia lähi-infrapunassa kuin ennen on ollut mahdollista.
"Yli kahdella kaukoputkella voit tutkia täysin erilaista tiedettä kuin mitä voitaisiin tehdä kahdella kaukoputkella", hän sanoi.
"Kaksi kaukoputkea kohti kolmea on suuri askel", lisäsi teoreetikko Lee Anne Willson, tutkimuksen avustaja ja fysiikan ja tähtitieteen professori Iowan osavaltion yliopistossa Amesissa. ”Kolmella kaukoputkella voit kertoa paitsi tähden suuruuden myös sen, onko se symmetrinen vai epäsymmetrinen. Vielä useammalla kaukoputkella voit alkaa muuttaa siitä kuvaa. ”
Ragland, Willson ja heidän kollegansa instituutioissa Yhdysvalloissa ja Ranskassa, mukaan lukien NASA, kertoivat havainnoistaan ja päätelmistään The Astrophysical Journal -lehden äskettäin hyväksymässä asiakirjassa.
Ironista kyllä, IOTA-kaukoputken ryhmä toimi yhdessä Mt. Smithsonian Astrophysical Observatoryn, Harvardin yliopiston, Massachusettsin yliopiston, Wyomingin yliopiston ja Massachusetts Institute of Technologyn Lincoln -laboratorion Hopkins suljettiin 1. heinäkuuta rahaa säästämään. Alkuperäinen kahden teleskoopin interferometri meni verkkoon vuonna 1993, ja kolmannen 45 senttimetrin teleskoopin lisääminen vuonna 2000 loi ensimmäisen optisen ja infrapunainterferometritrion.
IOTA: n johtaja Wesley A. Traub, entinen Harvard-Smithsonian astrofysiikan keskus (CfA) ja nyt Jet Propulsion Laboratory, tarjosi Raglandille ja hänen kollegoilleen mahdollisuuden käyttää taulukkoa moniteleskooppien interferometrian rajojen testaamiseen, ja ehkä oppia jotain auringon lopullisesta kohtalosta.
Interferometrit yhdistävät kahden tai useamman kaukoputken valon saadaksesi yksityiskohtaisempia tietoja, jotka simuloivat teleskoopin resoluutiota yhtä suuri kuin kaukoputkien välinen etäisyys. Vaikka radionähtitieteilijät ovat käyttäneet ryhmiä vuosien ajan paljon suurempien kaukoputkien simuloimiseksi, heillä on etuna suhteellisen pitkät aallonpituudet - metrejä tai senttimetrejä -, mikä helpottaa murto-aallonpituuserojen havaitsemista valon saapumisaikojen välillä erillisissä kaukoputkissa. Interferometrian suorittaminen lähi-infrapunassa - aallonpituudella 1,65 mikronia tai noin sadasosa millimetriä, kuten Ragland teki - on paljon vaikeampaa, koska aallonpituudet ovat lähes miljoonaosa radioaallot.
"Lyhyillä aallonpituuksilla instrumentin vakavuus on merkittävä rajoitus", Ragland sanoi. "Jopa tärinä tuhoaa mittauksen kokonaan."
Tähtitieteilijät käyttivät myös uutta tekniikkaa kolmen IOTA-kaukoputken valon yhdistämiseen: Ranskassa kehitetty puoli tuumaa leveä solid-state-siru, nimeltään integroitu optinen palkkiyhdistelmä (IONIC). Tämä on ristiriidassa tyypillisen interferometrin kanssa, joka koostuu monista peileistä valon ohjaamiseksi useista kaukoputkista yhteiseen ilmaisimeen.
Raglandin pääpaino on pienen ja keskimassan tähdellä - välillä kolme neljäsosaa auringon massasta kolme kertaa auringon massaan - lähestyessään elämänsä loppua. Nämä ovat tähtiä, jotka ilmapalloivat punaisiksi jätteiksi useita miljardia vuotta aiemmin, kun ne alkoivat polttaa heliumia, joka oli kertynyt elinikäisen vedyn palamisen aikana. Loppujen lopuksi nämä tähdet koostuvat kuitenkin tiheästä hiilen ja hapen ytimestä, jota ympäröi kuori, jossa vety muuttuu heliumiksi ja sitten heliumiksi hiileksi ja happeksi. Suurimmassa osassa näitä tähtiä vety ja helium vuorottelevat polttoaineina, jolloin tähden kirkkaus vaihtelee 100 000 vuoden aikana polttoaineen vaihtuessa. Monissa tapauksissa tähdet viettävät viimeisen 200 000 vuodensa Mira-muuttujana - tähtityyppinä, jonka valo vaihtelee säännöllisesti kirkkaudella 80-1000 päivän ajan. Ne on nimetty prototyyppitähteeksi Cetan tähdistössä, joka tunnetaan nimellä Mira.
"Yksi syy siihen, että olen tästä kiinnostunut, on se, että aurinkomme tulee kulkemaan tämän tien jossain vaiheessa, 4 miljardia vuotta sitten", Ragland sanoi.
Tänä aikana nämä tähdet alkavat puhalla pois ulkokerroksistaan "tuulen tuulessa", joka lopulta jättää valkoisen kääpiön laajentuvan planetaarisen sumun keskelle. Willson mallii mekanismeja, joilla nämä loppuvaiheen tähdet menettävät massansa, pääasiassa voimakkaiden tähtituulten kautta.
Näiden katoavien aikujen aikana tähdet myös sykkyvät kuukausien tai vuosien järjestyksessä, kun ulkokerrokset röyhtäyvät ulospäin kuin irrotettava venttiili, Willson sanoi. Monet näistä ns. Asymptoottisista jättiläishaarojen tähdistä ovat Miran muuttujia, jotka vaihtelevat säännöllisesti molekyylien muodostuessa ja luovat läpikuultavan tai melkein läpinäkymättömän kookonin tähtiosan ympäri ajan. Vaikka joidenkin tähtien on osoitettu olevan ympyrän muotoisia, epäsymmetrisiä piirteitä, kuten hajanaista kirkkautta, ei voida havaita kahden kaukoputken interferometrillä, Ragland sanoi.
Ragland ja hänen kollegansa havaitsivat IOTA: n kanssa Linnunradan galaksissamme yhteensä 35 Mira-muuttujaa, 18 puoliregulaarista muuttujaa ja 3 epäsäännöllistä muuttujaa, kaikki noin 1 300 valovuoden sisällä maapallosta. Kahdessatoista Mira-muuttujasta osoittautui olevan epäsymmetrisiä vaaleita, kun taas vain kolme puoliregulaattoreista ja yksi epäsäännöllisistä osoittivat tämän laikun.
Tämän hajanaisen kirkkauden syy on epäselvä, Ragland sanoi. Willsonin mallintama on osoittanut, että seuralainen, kuten planeetta kiertoradalla, joka on samanlainen kuin Jupiterin kiertorata omassa järjestelmässämme, voisi aiheuttaa tähtituulessa heräämisen, joka osoittaisi epäsymmetriana. Jopa lähempänä maapallomaista planeetta voitaisiin generoida havaittava herätys, jos tähtituuli oli riittävän voimakas, vaikka planeetta, joka on liian lähellä laajennettua kirjekuorta, veisi nopeasti sisäänpäin ja tähti höyrystyy siihen.
Vaihtoehtoisesti, suuret määrät tähtiä karkotetuista materiaaleista voivat tiivistyä pilviksi, jotka estävät osan tai koko valon tähden osasta.
Wilson sanoi, "syystä mikä tahansa, syy on se, että oletus siitä, että tähdet ovat tasaisesti kirkkaita, on väärä. Saatamme joutua kehittämään uuden sukupolven kolmiulotteisia malleja. ”
"Tämä tutkimus, kaikkien aikojen suurin myöhäistä tyyppiä edustavien luokkien luokassa, osoittaa ensimmäisenä, missä määrin myöhäiset tyyppitähdet, etenkin Mira-muuttujat ja hiilitähdet, osoittavat kuumien ja kylmien pisteiden vaikutuksia", kertoo avustaja. William Danchi NASA: n Goddard-avaruuslentokeskuksesta. "Tällä on vaikutusta siihen, kuinka tulkitsemme havaintoja, kun etsimme infrapunainterferometreillä planeettoja punaisten jättiläisten ympärillä."
Raglandin kirjoittajat ovat Traub; Jean-Pierre Berger, P. Kern ja F. Malbet laboratoriosta Laboratoire d'Astrophysique de Grenoble (LAOG) Ranskasta; Danchi; J. D. Monnier ja E. Pedretti Michiganin yliopistosta, Ann Arbor; Willson; N. P. Carleton, M. G. Lacasse ja M. Pearlman, CfA; R. Millan-Gabet Kalifornian teknillisestä instituutista; F. Schloerb, M. Brewer, K. Perraut, K. Souccar ja G. Wallace Massachusettsin yliopistosta, Amherst; W. Cotton National Radio Astronomy Observatoryn Virginiassa; Charles H. Townes Kalifornian yliopistosta, Berkeley; P. Haguenauer ALCATEL-avaruusaloista Cannesista, Ranska; ja P. Labeye laboratoriosta D'Electronique de Technologie de l'Information (LETI) Grenoblessa, joka on osa Ranskan atomienergiakomiteaa (CEA). IONIC-piirin ovat kehittäneet LAOG, Institut de Microé lectronique, Lectromagné tis et et Photonique (IMEP) ja LETI.
NASA tuki työtä Michelsonin tutkijatohtorin kautta ja Kansallinen tiedesäätiö.
W. M. Keckin observatorio toimii tieteellisenä kumppanuutena Kalifornian teknillisen instituutin, Kalifornian yliopiston ja NASA: n välillä. Observatorio tehtiin mahdolliseksi W. Keck -säätiön anteliaalla taloudellisella tuella.
Alkuperäinen lähde: Keck-lehdistötiedote
