Kun kyse on aurinkokunnan ulkopuolelta, tähtitieteilijät pakotetaan usein teorisoimaan sitä, mitä he eivät tiedä tekemänsä perusteella. Lyhyesti sanottuna heidän on luotettava siihen, mitä olemme oppineet tutkimaan aurinkoa ja planeettoja omasta aurinkokunnastamme saadaksemme koulutettuja arvauksia siitä, kuinka muut tähtijärjestelmät ja niiden vastaavat vartalo muodostuivat ja kehittyivät.
Esimerkiksi, tähtitieteilijät ovat oppineet paljon aurinkoomme siitä, kuinka konvektiolla on tärkeä rooli tähten elämässä. Tähän asti he eivät ole pystyneet suorittamaan yksityiskohtaisia tutkimuksia muiden tähtipintojen suhteen etäisyytensä ja hämärtävien tekijöidensä vuoksi. Kuitenkin historiallisessa ensimmäisessä, kansainvälinen tutkijaryhmä loi äskettäin ensimmäiset yksityiskohtaiset kuvat punaisen jättilähdepinnan pinnasta, joka sijaitsee noin 530 valovuoden päässä.
Tutkimus ilmestyi äskettäin tieteellisessä lehdessäluonto otsikolla ”Suuret rakeistussolut jättilähetähden Gru¹ Gruis pinnalla”. Tutkimusta johti Claudia Paladini Bruxelles-yliopiston yliopistosta. Tutkimukseen osallistui Euroopan eteläisen observatorion, Nizzan Sophia-Antipoliksen yliopiston, Georgian osavaltion yliopiston, Grenoble Alpes -yliopiston, Uppsalan yliopiston, Wienin yliopiston ja yliopiston jäseniä. of Exeter.
Tutkimuksensa vuoksi ryhmä käytti ESO: n erittäin suuressa teleskooppinterferometrissä (VLTI) tarkkaa integroitua optista lähi-infrapunakuvantamislaitetta (PIONIER) tarkkaillakseen Gru¹ Gruis-tähtiä. Sijaitsee 530 valovuoden päässä maapallosta Grus-tähtikuvassa (The Crane), Π1 Gruis on viileä punainen jättiläinen. Vaikka se on sama massa kuin aurinko, se on 350 kertaa suurempi ja useita tuhansia kertoja kirkas.
Vuosikymmenien ajan tähtitieteilijät ovat pyrkineet oppimaan lisää tähteiden konvektio-ominaisuuksista ja evoluutiosta tutkimalla punaisia jättiläisiä. Niistä tulee pääsekvenssitähteitä, kun ne ovat käyttäneet loppuun vetypolttoaineensa ja laajentuneet, jolloin niistä tulee satoja kertoja normaaliläpimittaan. Valitettavasti useimpien supergiantallitähtien konvektio-ominaisuuksien tutkiminen on ollut haastavaa, koska niiden pinnat peittävät usein pölyn.
Saatuaan interferometrisiä tietoja Π: stä1 Gruis syyskuussa 2014, sitten ryhmä luottaa kuvan rekonstruointiohjelmistoon ja algoritmeihin säveltääksesi kuvia tähtipinnasta. Nämä antoivat joukkueelle mahdollisuuden määrittää tähden konvektiomallit poimimalla sen "rakeet", suuret rakeiset pisteet pinnalla, jotka osoittavat konvektiivisen kennon yläosan.
Tämä oli ensimmäinen kerta, kun sellaisia kuvia on luotu, ja ne edustavat suurta läpimurtoa, kun on kyse ymmärryksestämme siitä, kuinka tähdet ikääntyvät ja kehittyvät. Kuten Georgian osavaltion yliopiston apulaisprofessori ja tutkimuksen avustaja tohtori Fabien Baron selitti:
”Tämä on ensimmäinen kerta, kun meillä on niin jättiläinen tähti, joka kuvataan yksiselitteisesti sellaisella yksityiskohtaisuustasolla. Syynä on se, että havaittavissa oleville yksityiskohdille on rajoitus havaintoihin käytetyn kaukoputken koon perusteella. Tässä paperissa käytimme interferometriä. Useiden kaukoputkien valo yhdistetään kunkin kaukoputken rajan ylittämiseksi, jolloin saavutetaan resoluutio, joka on yhtä suuri kuin paljon suuremman kaukoputken.
Tämä tutkimus on erityisen merkittävä, koska Π1 Gruis viimeisessä suuressa vaiheessa elämää ja muistuttaa sitä, miltä aurinko näyttää miltä se on elinkaarensa lopussa. Toisin sanoen, kun aurinkomme kuluttaa vetypolttoaineensa noin viidessä miljardissa vuodessa, se laajenee merkittävästi punaiseksi jättiläheksi. Tässä vaiheessa se on riittävän suuri kattaakseen elohopean, Venuksen ja ehkä jopa maan.
Tämän seurauksena tämän tähden tutkiminen antaa tutkijoille käsityksen aurinkoomme tulevasta toiminnasta, ominaisuuksista ja ulkonäöstä. Esimerkiksi aurinkomme sisällä on noin kaksi miljoonaa konvektiivista kennoa, joiden halkaisija on tyypillisesti 2 000 km (1243 mi). Tutkimuksensa perusteella ryhmä arvioi, että pinnan surface1 Gruisilla on monimutkainen konvektiivikuvio, rakeiden mitat ovat noin 1,2 x 10 ^ 8 km vaakatasossa tai 27 prosenttia tähden halkaisijasta.
Tämä on sopusoinnussa sen kanssa, mitä tähtitieteilijät ovat ennustaneet, jonka mukaan jättiläisillä ja supergiantähteillä tulisi olla vain muutama suuri konvektiivinen solu alhaisen pintapainonsa vuoksi. Kuten paroni ilmoitti:
”Nämä kuvat ovat tärkeitä, koska rakeiden koko ja lukumäärä pinnalla sopivat todella hyvin malleihin, jotka ennustavat, mitä meidän pitäisi nähdä. Se kertoo meille, että tähtimallimme eivät ole kaukana todellisuudesta. Olemme todennäköisesti oikealla tiellä ymmärtääksemme tällaisia tähtiä. "
Yksityiskohtainen kartta osoitti myös erot pinnan lämpötilassa, jotka ilmenivät tähden väreistä. Tämä on sopusoinnussa myös sen kanssa, mitä tiedämme tähdet, joissa lämpötilan vaihtelut osoittavat prosessit, jotka tapahtuvat sisällä. Kun lämpötilat nousevat ja laskevat, sitä kuumempi, juoksevammat alueet kirkkaammat (näyttävät valkoisilta), kun taas viileämmät ja tiheämmät alueet tummuvat (punaiset).
Tulevaisuuteen Paladini ja hänen tiiminsä haluavat luoda entistä yksityiskohtaisempia kuvia jättilähetähteiden pinnasta. Tämän päätarkoituksena on pystyä seuraamaan näiden rakeiden kehitystä jatkuvasti sen sijaan, että vain saada kuvia eri ajankohtaisista pisteistä.
Näiden ja vastaavien tutkimusten perusteella emme todennäköisesti vain oppi lisää eri tyyppisten tähtiä muodostumisesta ja evoluutiosta universumissamme; olemme myös varmoja siitä, että saamme paremman käsityksen aurinkokunnan järjestelmästämme.
