Astronomu komanda nesen izmantoja Arizonas infrasarkanā optiskā teleskopa masīvu (IOTA) no trim saistītiem teleskopiem, lai salīdzinātu 4 miljardus gadu nākotnē, kad mūsu Saules baloni kļūs par sarkanu milzu zvaigzni. Viņi novēroja vairākas sarkanās milzu zvaigznes - mūsu Saules iespējamo likteni - un atklāja, ka to virsmas ir raibas un daudzveidīgas, pārklātas ar milzīgiem saules punktiem.
Tā kā astronomi arvien vairāk saista divus teleskopus kā interferometrus, lai precīzāk atklātu attālās zvaigznes, Keka observatorijas astronoms parāda, cik spēcīgi ir savienot trīs vai pat vairāk teleskopus.
Astronoms Sems Raglands izmantoja Arizonas infrasarkanā optiskā teleskopa masīvu (IOTA) no trim savienotiem teleskopiem, lai iegūtu nepieredzētu detaļu par vecajām sarkanajām milzu zvaigznēm, kas atspoguļo Saules iespējamo likteni.
Pārsteidzoši, viņš atklāja, ka gandrīz trešdaļa no viņa apsekotajiem sarkanajiem milžiem nav vienmērīgi spoži visā viņu sejā, bet ir raibi, iespējams, norādot uz lieliem plankumiem vai mākoņiem, kas ir analogi saules stariem, triecienviļņiem, ko rada pulsējošas aploksnes, vai pat planētām.
"Parasti pārliecība ir, ka zvaigznēm jābūt simetriskām gāzes bumbiņām," sacīja interferometra speciālists Raglands. "Bet 30 procentiem no šiem sarkanajiem milžiem bija asimetrija, kas ietekmē pēdējos zvaigžņu evolūcijas posmus, kad zvaigznes, piemēram, Saule, attīstās planētu miglājos."
Raglanda un viņa kolēģu iegūtie rezultāti arī pierāda infrasarkano staru teleskopu trio - vai pat kvinteta vai seksteta - sasaistīšanas iespējas, lai tuvākās infrasarkanās gaismas staros iegūtu augstākas izšķirtspējas attēlus, nekā tas bija iespējams iepriekš.
"Izmantojot vairāk nekā divus teleskopus, jūs varat izpētīt pavisam cita veida zinātni, nekā to varētu izdarīt ar diviem teleskopiem," viņš teica.
“Tas ir liels solis, lai pārietu no diviem teleskopiem uz trim,” piebilda teorētiķis Lī Anns Vilsons, pētījuma līdzautors un Fizikas un astronomijas profesors Aiovas Valsts universitātē Amesā. “Ar trim teleskopiem jūs varat pateikt ne tikai to, cik liela ir zvaigzne, bet arī to, vai tā ir simetriska vai asimetriska. Izmantojot vēl vairāk teleskopu, jūs varat sākt to pārveidot par attēlu. ”
Raglands, Vilsons un viņu kolēģi institūcijās Amerikas Savienotajās Valstīs un Francijā, ieskaitot NASA, ziņoja par saviem novērojumiem un secinājumiem dokumentā, kuru nesen pieņēma The Astrophysical Journal.
Ironiski, ka IOTA teleskopu bloks, kas kopīgi darbojās Mt. Hopkins, ko veica Smitsona astrofizikas observatorija, Hārvardas universitāte, Masačūsetsas universitāte, Vaiomingas universitāte un Masačūsetsas Tehnoloģiju institūta Linkolna laboratorija, tika slēgts 1. jūlijā, lai ietaupītu naudu. Sākotnējais divu teleskopu interferometrs tika tiešsaistē tiešsaistē 1993. gadā, un, pievienojot trešo 45 centimetru teleskopu 2000. gadā, tika izveidots pirmais optiskā un infrasarkanā interferometra trio.
IOTA direktors Veslijs A. Traubs, agrāk no Hārvarda-Smitsona astrofizikas centra (CfA) un tagad Jet Propulsion laboratorijā, piedāvāja Ragland un viņa kolēģiem iespēju izmantot masīvu, lai pārbaudītu vairāku teleskopu interferometrijas robežas, un, iespējams, uzzināt kaut ko par Saules galīgo likteni.
Interferometri apvieno divu vai vairāku teleskopu gaismu, lai iegūtu sīkāku informāciju, imitējot teleskopa izšķirtspēju tikpat lielu kā attālumu starp teleskopiem. Kaut arī radioastronomi gadiem ilgi ir izmantojuši blokus, lai simulētu daudz lielākus teleskopus, viņiem ir priekšrocība - salīdzinoši gari viļņu garumi - metri vai centimetri -, kas atvieglo frakcionētu viļņu garuma atšķirību noteikšanu starp gaismas ierašanās laikiem atdalītos teleskopos. Interferometrijas veikšana tuvajā infrasarkanajā telpā - pie viļņa garuma 1,65 mikroni vai apmēram simtdaļas milimetru, kā to izdarīja Raglands - ir daudz grūtāk, jo viļņu garumi ir gandrīz miljonā daļa no radioviļņiem.
"Īsa viļņa garumā instrumenta stabilitāte ir būtisks ierobežojums," sacīja Raglands. "Pat vibrācija pilnībā iznīcinās mērījumu."
Astronomiem tika izmantota arī jauna tehnoloģija, lai apvienotu gaismu no trim IOTA teleskopiem: pus collu plata cietvielu mikroshēma, ko sauc par integrēto optikas staru kombinētāju (IONIC), kas izstrādāta Francijā. Tas ir pretstatā tipiskajam interferometram, kas sastāv no daudziem spoguļiem, lai novirzītu gaismu no vairākiem teleskopiem uz kopēju detektoru.
Raglandes galvenā uzmanība tiek pievērsta zvaigznēm ar zemu vai vidēju masu - sākot no trīs ceturtdaļām Saules masas līdz trīs reizes lielākai par Saules masu - tuvojoties dzīves beigām. Tās ir zvaigznes, kuras balonā iekrita sarkanajos milžos vairākus miljardus gadu iepriekš, kad viņi sāka sadedzināt hēliju, kas bija uzkrājies visā ūdeņraža sadedzināšanas laikā. Tomēr beigās šīs zvaigznes sastāv no blīvas oglekļa un skābekļa serdes, kuru ieskauj apvalks, kurā ūdeņradis tiek pārveidots par hēliju, bet pēc tam - hēlijs ogleklī un skābeklī. Lielākajā daļā šo zvaigžņu ūdeņradis un hēlijs mainās kā degviela, izraisot zvaigznes mainīgumu 100 000 gadu laikā, mainoties degvielai. Daudzos gadījumos zvaigznes savus pēdējos 200 000 gadus pavada kā Mira mainīgo lielumu - tādu zvaigžņu veidu, kuras gaismas spilgtums regulāri mainās laika posmā no 80 līdz 1000 dienām. Tie ir nosaukti par zvaigznes prototipu Ketus zvaigznājā, kas pazīstams kā Mira.
"Viens no iemesliem, kas mani interesē, ir tas, ka mūsu Saule gatavojas iet šo ceļu kādā brīdī, 4 miljardu gadu laikā," sacīja Raglands.
Šajā periodā šīs zvaigznes sāk pūst ārējos slāņus “pretvēja virzienā”, kas galu galā atstās aiz muguras baltu punduri, kas atrodas izplešanās planētas miglāja centrā. Vilsons modelē mehānismus, ar kuru palīdzību šīs beigu stadijas zvaigznes zaudē savu masu, galvenokārt, ja ir spēcīgs zvaigžņu vējš.
Šo eonējošo mūžu laikā zvaigznes pulsē arī no mēnešiem līdz gadiem, jo ārējie slāņi atslāņojas uz āru tāpat kā atlaišanas vārsts, sacīja Vilsons. Daudzas no šīm tā sauktajām asimptotiskajām milzu zaru zvaigznēm ir Mira mainīgie lielumi, kas regulāri mainās, kad veidojas molekulas, un laika gaitā zvaigžņu daļā rada caurspīdīgu vai gandrīz necaurspīdīgu kokonu. Kaut arī tika pierādīts, ka dažas no šīm zvaigznēm nav apļveida, jebkādas asimetriskas pazīmes, piemēram, raibu spilgtumu, nav iespējams noteikt ar divu teleskopu interferometru, sacīja Raglands.
Raglands un viņa kolēģi kopā ar IOTA mūsu Piena ceļa galaktikā novēroja 35 Mira mainīgos lielumus, 18 daļēji regulārus mainīgos lielumus un 3 neregulārus mainīgos lielumus, kas atrodas aptuveni 1300 gaismas gadu attālumā no Zemes. Divpadsmit no Mira mainīgajiem pierādīja, ka tiem ir asimetrisks spilgtums, savukārt tikai trīs no pusregulatoriem un viens no neregulāriem parādīja šo raibumu.
Raglands sacīja, ka šī raibā spilgtuma iemesls nav skaidrs. Vilsona modelēšana parādīja, ka līdzgaitnieks, piemēram, planēta orbītā, kas līdzīga Jupitera orbītā mūsu pašu sistēmā, varētu izraisīt zvaigžņu vēja modināšanu, kas parādītos kā asimetrija. Pat tuvāk Zemei līdzīga planēta varētu radīt nosakāmu modināšanu, ja zvaigžņu vējš bija pietiekami stiprs, lai gan planētu, kas atrodas pārāk tuvu paplašinātajam aploksnim, zvaigzne ātri ievilks uz iekšu un iztvaicēs.
Alternatīvi, liels daudzums materiālu, kas izraidīts no zvaigznes, var kondensēties mākoņos, kas bloķē visu vai visu gaismas daļu no zvaigznes.
Lai kāds būtu iemesls, Vilsons sacīja: “Tas mums saka, ka pieņēmums, ka zvaigznes ir vienmērīgi spožas, ir nepareizs. Mums, iespējams, būs jāizstrādā jauna trīsdimensiju modeļu paaudze. ”
"Šis pētījums, kas ir visu laiku lielākais no šī vēlīnā tipa zvaigžņu klases, ir pirmais, kas parāda pakāpi, kādā vēlu tipa zvaigznes, īpaši Mira mainīgie un oglekļa zvaigznes, parāda karsto un auksto plankumu iedarbību," sacīja līdzautors Viljams Danči no NASA Goddard kosmosa lidojumu centra. "Tas ietekmē to, kā mēs interpretējam novērojumus, kad izmantojam infrasarkanos interferometrus, lai meklētu planētas ap sarkanajiem milžiem."
Raglanda līdzautori ir Traubs; Žans Pjērs Bergers, P. Kerns un F. Malbets no Laboratoire d’Astrophysique de Grenoble (LAOG) Francijā; Danči; Mičiganas Universitātes pārstāvji Dž. D. Monnjē un E. Pedretti, Ann Arbor; Vilsons; N. P. Karletons, M. G. Lacasse un M. Pearlman no CfA; R. Millan-Gabet no Kalifornijas Tehnoloģiju institūta; F. Schloerb, M. Brewer, K. Perraut, K. Souccar un G. Wallace no Masačūsetsas Universitātes, Amherst; W. Kokvilna no Nacionālās radioastronomijas observatorijas Virdžīnijā; Šarls H. Taunss no Kalifornijas universitātes, Bērklijā; P. Haguenauers no ALCATEL kosmosa industrijas Kannās, Francijā; un P. Labeye no Laboratoire d’Electronique de Technologie de l’Information (LETI) Grenoblē, kas ietilpst Francijas atomenerģijas komisijā (CEA). IONIC mikroshēmu kopīgi izstrādāja LAOG, Institut de Microé lectronique, Lectromagné tis et et Photonique (IMEP) un LETI.
Darbu atbalstīja NASA, izmantojot Miķelsona pēcdoktorantūras stipendiju, un Nacionālais zinātnes fonds.
W. M. Keck observatorija darbojas kā zinātniska partnerība starp Kalifornijas Tehnoloģiju institūtu, Kalifornijas universitāti un NASA. Observatorija bija iespējama, pateicoties V. Keka fonda dāsnajam finansiālajam atbalstam.
Oriģinālais avots: Keck News Release
