Beta Pictoriksen ja sen levyn tieteellisesti tarkka malli. Klikkaa suurentaaksesi
Vastasyntyneitä tähtiä ympäröivät kaasu- ja pölylevyt tunnetaan proto-planeettalevyinä; joiden ajatellaan olevan alueita, joissa planeetat lopulta muodostuvat. Nämä levyt katoavat tähtien kypsyessä, mutta joitain tähtiä voi silti nähdä ympäröivän materiaalipilven avulla, joita kutsutaan roskalevyiksi. Yksi kuuluisimmista näistä on Beta Pictorisia ympäröivä levy, joka sijaitsee vain 60 valovuoden päässä.
Planeetteja muodostuu kaasu- ja pölylevyissä, jotka ympäröivät vastasyntyneitä tähtiä. Tällaisia levyjä kutsutaan proto-planetaarisiksi levyiksi. Näiden levyjen pölystä tulee kallioisia planeettoja kuten maapallon ja jättiläisillä kaasuplaneetoilla kuten Saturnus. Tämä pöly on myös arkisto elementeistä, jotka muodostavat elämän perustan.
Proto-planetaariset levyt katoavat tähtien kypsyessä, mutta monilla tähtiillä on niin kutsuttuja roskalevyjä. Tähtitieteilijät olettavat, että kun esineet, kuten asteroidit ja komeetat, ovat syntyneet proto-planeettalevyltä, niiden väliset törmäykset voivat tuottaa sekundaarisen pölylevyn.
Tunnetuin esimerkki tällaisista pölylevyistä on kuva, joka ympäröi Piktorin yhdistelmän toista kirkkainta tähteä, tarkoittaen ”maalarin molbertia”. Tämä tähti, joka tunnetaan nimellä Beta Pictoris tai Beta Pic, on auringon erittäin lähellä oleva naapuri, vain kuusikymmentä valovuoden päässä, ja siksi helppo tutkia yksityiskohtaisesti.
Beta Pic on kaksi kertaa kirkkaampi kuin aurinko, mutta levyltä tuleva valo on paljon heikompaa. Tähtitieteilijät Smith ja Terrile havaitsivat ensimmäisenä tämän heikkon valon vuonna 1984 estämällä itse tähden valon käyttämällä tekniikkaa, jota kutsutaan koronografiaksi. Sittemmin monet tähtitieteilijät ovat tarkkailleet Beta Pic -levyä entistä parempien instrumenttien sekä maa- ja avaruuspohjaisten teleskooppien avulla ymmärtääksesi yksityiskohtaisesti planeettojen syntymäpaikkaa ja siten elämää.
Ryhmä tähtitieteilijöitä Japanin kansallisesta tähtitieteellisestä observatoriosta, Nagoyan yliopistosta ja Hokkaidon yliopistosta yhdisti ensimmäistä kertaa useita tekniikoita saadakseen Beta Pic -levyn infrapunapolarisoituneen kuvan paremmalla resoluutiolla ja korkeammalla kontrastilla kuin koskaan ennen: suuri aukon kaukoputki ( Subarun kaukoputki, jossa on suuri 8,2 metrin pääpeili), mukautuva optiikkatekniikka ja koronagrafinen kuvankäsittelylaite, joka pystyy ottamaan kuvia valosta erilaisilla polarisaatioilla (Subarun Coronagraphic Imager with Adaptive Optics, CIAO).
Suuri aukon kaukoputki, etenkin Subarun erinomaisella kuvanlaadulla, mahdollistaa heikon valon näkemisen korkealla resoluutiolla. Adaptiivinen optiikkatekniikka vähentää maan ilmakehän vääristäviä vaikutuksia valoon, mikä mahdollistaa korkeamman resoluution havainnot. Koronagrafia on tekniikka, jolla estetään valo kirkkaalta esineeltä, kuten tähti, valon näkemiseksi sen lähellä, kuten tähtiä ympäröivät planeetat ja pöly. Tarkkailemalla polarisoitunutta valoa heijastunut valo voidaan erottaa valosta, joka tulee suoraan alkuperäisestä lähteestä. Polarisaatio sisältää myös tietoa valoa heijastavan pölyn koosta, muodosta ja kohdistuksesta.
Tällä tekniikan yhdistelmällä ryhmä onnistui havaitsemaan Beta Pic -valon infrapunavalossa kaksi mikrometriä aallonpituudella resoluutiolla viidesosa kaarisekunnista. Tämä päätöslauselma vastaa sitä, että nähdään yksittäinen riisijyvä yhden mailin päässä tai sinappisiemen kilometrin päässä. Tämän päätöslauselman saavuttaminen on valtava parannus verrattuna vastaaviin aikaisempiin 1990-luvun polarimetrisiin havaintoihin, joiden resoluutio oli vain noin puolitoista kaarisekuntia.
Uudet tulokset viittaavat vahvasti siihen, että Beta Pickin levy sisältää lentokoneissa esiintyviä simulaatioita, asteroidi- tai komeettamaisia esineitä, jotka törmäävät tuottamaan tähtiä heijastavaa pölyä.
Levyltä heijastuneen valon polarisaatio voi paljastaa levyn fysikaaliset ominaisuudet, kuten koostumuksen, koon ja jakauman. Kuva kaikista kahdesta mikrometrin aallonpituudesta, valo näyttää levyn pitkän ohutrakenteen, joka on nähty melkein reunalla. Valon polarisaatio osoittaa, että kymmenen prosenttia kahden mikrometrin valosta on polarisoitunut. Polarisaatiomalli osoittaa, että valo on valon heijastus, joka oli peräisin keskitähdestä.
Analyysi siitä, kuinka levyn kirkkaus muuttuu etäisyyden ollessa keskustasta, osoittaa kirkkauden asteittaisen laskun pienellä värähtelyllä. Pieni kirkkauden värähtely vastaa levyn tiheyden vaihteluita. Todennäköisin selitys on, että tiheämmät alueet vastaavat sitä, missä tasosimmit törmäävät. Samankaltaisia rakenteita on nähty lähempänä tähtiä aikaisemmissa havainnoissa pidemmillä aallonpituuksilla Subarun COoled Mid-Infrared Camera and Spectrograph (COMICS) ja muiden instrumenttien avulla.
Samanlainen analyysi siitä, kuinka polarisaation määrä muuttuu etäisyyden päässä tähdestä, osoittaa polarisaation vähenemisen sadan tähtitieteellisen yksikön etäisyydellä (tähtitieteellinen yksikkö on maan ja auringon välinen etäisyys). Tämä vastaa sijaintia, jossa myös kirkkaus vähenee, mikä viittaa siihen, että tällä etäisyydellä tähdestä on vähemmän tasasimleja.
Kun ryhmä tutki Beta Pic -levyn malleja, jotka voivat selittää sekä uusia että vanhoja havaintoja, he havaitsivat, että Beta Picin levyn pöly on yli kymmenen kertaa suurempi kuin tyypilliset tähtienvälisen pölyn rakeet. Beta Pics-pölylevy on todennäköisesti valmistettu mikrometrin kokoisista irrallisista pöly- ja jäänmuukoista, kuten pienimuotoiset bakteerikokoiset pöytimutit.
Yhdessä nämä tulokset tarjoavat erittäin vahvan todisteen siitä, että Beta Picia ympäröivä levy syntyy tasosuunnitelmien muodostumisesta ja törmäyksestä. Tämän uuden tiedon yksityiskohtaisuus vahvistaa ymmärrystämme ympäristöstä, jossa planeetat muodostuvat ja kehittyvät.
Ryhmää vetävä Motohide Tamura sanoo: ”Harvat ihmiset ovat pystyneet tutkimaan planeettojen syntypaikkaa tarkkailemalla polarisoitunutta valoa suurella kaukoputkella. Tuloksemme osoittavat, että tämä on erittäin palkitseva lähestymistapa. Suunnittelemme laajentaa tutkimuksemme muihin levyihin saadaksemme kattavan kuvan siitä, kuinka pöly muuttuu planeetoiksi. ”
Nämä tulokset julkaistiin 20. huhtikuuta 2006 julkaisussa Astrophysical Journal.
Tiimin jäsenet: Motohide Tamura, Hiroshi Suto, Lyu Abe (NAOJ), Misato Fukagawa (Nagoyan yliopisto, Kalifornian teknillinen instituutti), Hiroshi Kimura, Tetsuo Yamamoto (Hokkaidon yliopisto)
Japanin opetus-, kulttuuri-, urheilu-, tiede- ja teknologiaministeriö tuki tätä tutkimusta myöntämällä apurahaa tieteelliseen tutkimukseen prioriteettialueille ”Auringon ulkopuolisen planeettatieteen kehittämiselle”.
Alkuperäinen lähde: NAOJ-lehdistötiedote
