Kuten kaikki muu maailmankaikkeudessa, tähdet vanhenevat. Tällä tähtien elämän myöhäisellä ajanjaksolla noin 30 prosentilla pienimassasta punaisia jättiläisiä on heidän kirkkaudessaan utelias vaihtelu, joka pysyy selittämättä tähän päivään asti. Tämäntyyppisten punaisten jättiläisten uusi tutkimus sulkee pois suurimman osan nykyisistä selityksistä, minkä vuoksi on tarpeen löytää uusi teoria heidän käyttäytymiselleen.
Punaiset jättiläiset ovat vaihe auringon kaltaisen tähden elämän myöhemmässä vaiheessa, kun suurin osa tähden ytimessä käyvästä polttoaineella toimivasta ydinfuusiosta on käytetty loppuun. Tästä johtuva painevoimaa vasten työntyvän kevyen paineen puute aiheuttaa tähden romahtamisen itsestään. Kun tämä romahdus tapahtuu, se kuitenkin kuumentaa vetykuoren ytimen ympärillä niin paljon, että sulautuu uudelleen fuusioon, mikä johtaa lisääntyä ydinfuusiossa, joka saa tähden suurenemaan lisääntyneen valopaineen takia. Tämä voi johtaa siihen, että tähti muuttuu 1 000–10 000 kertaa vaaleammaksi.
Punaisten jättiläisten valotehon vaihtelu on luonnollista - ne turpoavat ylös ja kutistuvat tasaisesti, mikä johtaa kirkkaampaan ja himmeämpään valonlähtöön. Noin kolmanneksesta puoleen näistä tähtiistä on kuitenkin ero, joka tapahtuu pidempinä ajanjaksoina, jopa viiteen vuoteen.
Tästä kutsutaan pitkäksi toissijaiseksi jaksoksi (LSP), tähden muuttuva kirkkaus tapahtuu pidempinä ajanjaksoina kuin lyhyemmän jakson syke. Juuri tämä pitkän aikavälin kirkkauden vaihtelu pysyy selittämättömänä.
Peter Woodin ja Christine Nichollsin, molemmat Australian kansallisen yliopiston tähtitieteen ja astrofysiikan tutkimuskeskuksen, uusi yksityiskohtainen tutkimus 58 muuttuvasta punaisesta jättiläisestä suuressa magelanisessa pilvessä osoittaa, että tämän salaperäisen vaihtelevuuden ehdotetut selitykset eivät ole mitattuja. tähtiominaisuudet. Nicholls ja Wood käyttivät FLAMES / GIRAFFE -spektrografia ESOn erittäin suuressa teleskooppissa ja yhdistivät tiedot muiden teleskooppien, kuten Spitzer-avaruusteleskoopin, tietoihin.
Ilmiölle on kaksi johtavaa selitystä: seuraavan esineen läsnäolo punaisilla jättiläisillä, jotka kiertävät siten, että niiden kirkkaus muuttuu, tai ympäröivän pölypilven läsnäolo, joka jollain tavalla estää tähdestä tulevan valon suuntaan jaksollisessa mittakaavassa.
Tähtien binaarinen seuralainen vaihtaisi kiertoradallaan siten, että ne lähestyisivät maapallon näköpistettä ja poistuisivat siitä, ja jos seuralainen kulki tähden edessä, se himmentää myös punaisesta jättiläisestä virtaavaa valoa. Binaarisen seuralaisen tapauksessa kaikkien näiden tähtien kirkkauden muutoksen spektrit ovat suhteellisen samanlaiset, mikä tarkoittaa, että tämän selityksen toimimiseksi kaikilla punaisilla jättiläisillä, joilla on LSP-variaatio, olisi oltava samankokoinen seuralainen. , noin 0,09 kertaa auringon massa. Tämä skenaario olisi erittäin epätodennäköinen, kun otetaan huomioon suuri määrä tähtiä, jotka osoittavat tämän kirkkauden vaihtelun.
Ympäröivän pölypilven vaikutus voisi olla mahdollinen selitys. Ympäröivän pölyn pilvi, joka hämärtää tähden valoa kerran kiertorataa kohti, himmentäisi sen valoa tarpeeksi selittämään ilmiötä. Tällaisen pölypilven läsnäolo paljastuu ylimääräisestä valosta, joka tulee tähtiä keski-infrapunaspektrissä. Pöly absorboisi valoa tähdestä ja emittoi sen uudelleen valon muodossa spektrin keski-infrapuna-alueella.
LSP-tähtien havainnot osoittavat keski-infrapunamerkinnän, joka on ilmaisin merkki pölystä, mutta näiden kahden välinen korrelaatio ei tarkoita, että pöly aiheuttaisi kirkkauden vaihtelua. Voi olla, että pöly on itse tähtiä poistuneen massan sivutuote, jonka taustalla oleva syy voi liittyä kirkkauden muutokseen.
Riippumatta siitä, mikä syy näiden punaisten jättiläisten kirkkauden värähtelylle voi olla, se saa heidät purkautumaan massaan suurina kohoumina tai laajenevan levyn muodossa. On selvää, että lisähavainnot ovat tarpeen tämän ilmiön syyn jäljittämiseksi.
Nichollsin ja Woodin havaintojen tulokset on julkaistu The Astrophysical Journal. Kaksi artikkelia, jotka kuvaavat heidän havaintonsa, ovat saatavana Arxivista täältä ja täältä.
Lähde: ESO, Arxiv-lehdet
