O echipă de astronomi a folosit recent Array-ul telescop optic în infraroșu (IOTA) din Arizona, format din trei telescoape legate pentru a colabora cu 4 miliarde de ani în viitor, când Soarele nostru se balonează pentru a deveni o stea uriașă roșie. Au observat mai multe stele uriașe roșii - soarta eventuală a Soarelui nostru - și au descoperit suprafețele lor să fie mutate și variate, acoperite cu pete enorme.
Deoarece astronomii leagă din ce în ce mai mult două telescoape ca interferometre pentru a dezvălui mai multe detalii ale stelelor îndepărtate, un astronom al Observatorului Keck arată puterea de a conecta trei sau chiar mai multe telescoape împreună.
Astronomul Sam Ragland a folosit Array-ul telescop optic în infraroșu (IOTA) din Arizona din trei telescoape legate pentru a obține un detaliu fără precedent al vechilor stele uriașe roșii care reprezintă destinul final al Soarelui.
Surprinzător, el a descoperit că aproape o treime din uriașii roșii pe care i-a examinat nu erau uniform strălucitori pe fața lor, ci erau neplăciți, indicând poate pete mari sau nori analogi petelor solare, valuri de șoc generate de plicuri pulsante sau chiar planete.
„Convingerea tipică este că stelele trebuie să fie bile simetrice de gaz”, a spus Ragland, un specialist în interferometru. „Dar 30 la sută dintre acești giganți roșii au prezentat asimetrie, ceea ce are implicații pentru ultimele etape ale evoluției stelare, când stele ca Soarele evoluează în nebuloase planetare.”
Rezultatele obținute de Ragland și colegii săi dovedesc, de asemenea, fezabilitatea legării unui trio - sau chiar a unui quintet sau sextet - a telescoapelor cu infraroșu pentru a obține imagini cu rezoluție mai mare în infraroșu aproape decât a fost posibil înainte.
„Cu mai mult de două telescoape, puteți explora un tip de știință total diferit decât se poate face cu două telescoape”, a spus el.
„Este un mare pas să trecem de la două telescoape la trei”, a adăugat teoreticianul Lee Anne Willson, coautor al studiului și profesor de fizică și astronomie la Universitatea de Stat din Iowa din Ames. „Cu trei telescoape puteți spune nu numai cât de mare este steaua, ci și dacă este simetrică sau asimetrică. Cu și mai multe telescoape, puteți începe să transformați asta într-o imagine. "
Ragland, Willson și colegii lor din instituțiile din Statele Unite și Franța, inclusiv NASA, au raportat observațiile și concluziile lor într-o lucrare acceptată recent de The Astrophysical Journal.
În mod ironic, tabloul de telescop IOTA, operat în comun pe Mt. Hopkins de la Smithsonian Astrophysical Observatory, Harvard University, University of Massachusetts, University of Wyoming și Massachusetts Institute of Technology’s Lincoln Laboratorul Lincoln, a fost închis la 1 iulie pentru a economisi bani. Interferometrul inițial cu două telescoape a intrat online în 1993, iar adăugarea unui al treilea telescop de 45 de centimetri în 2000 a creat primul trio interferometru optic și infraroșu.
Directorul IOTA, Wesley A. Traub, fost al Centrului de Astrofizică Harvard-Smithsonian (CfA) și acum la Laboratorul de Propulsie Jet, le-a oferit Ragland și colegilor săi oportunitatea de a folosi tabloul pentru a testa limitele interferometriei cu multi-telescop, și poate aflați ceva despre soarta finală a Soarelui.
Interferometrele combină lumina de la două sau mai multe telescoape pentru a vedea mai multe detalii, simulând rezoluția unui telescop la fel de mare ca distanța dintre telescoape. În timp ce astronomii radio au folosit tablouri de ani de zile pentru a simula telescoape mult mai mari, acestea au avantajul lungimilor de undă relativ lungi - metri sau centimetri - ceea ce facilitează detectarea diferențelor fracționale de lungime de undă între timpii de sosire a luminii la telescoape separate. Efectuarea interferometriei în infraroșu aproape - la o lungime de undă de 1,65 microni, sau aproximativ o sută de milimetri, așa cum a făcut Ragland - este mult mai greu, deoarece lungimile de undă sunt aproape o milionime decât cea a undelor radio.
„La lungimi de undă scurte, stabilitatea instrumentului este o constrângere majoră”, a spus Ragland. „Chiar și o vibrație va distruge măsurarea.”
Astronomii au folosit, de asemenea, o nouă tehnologie pentru a combina lumina de la cele trei telescoape IOTA: un cip lat în stare solidă de jumătate de inchi, denumit combinator de fascicule optice integrate (IONIC), dezvoltat în Franța. Acest lucru contrastează cu interferometrul tipic, care constă în multe oglinzi pentru a direcționa lumina de la mai multe telescoape către un detector comun.
Principalul obiectiv al lui Ragland este stelele de masă mică până la medie - de la trei sferturi la masa Soarelui până la de trei ori masa Soarelui - pe măsură ce se apropie de capetele vieții lor. Este vorba despre stele care s-au balonat în giganți roșii cu câteva miliarde de ani mai devreme, când au început să ardă heliul acumulat pe parcursul unei vieți de ardere a hidrogenului. Totuși, până la sfârșit, aceste stele constau dintr-un miez dens de carbon și oxigen înconjurat de o coajă în care hidrogenul este transformat în heliu, iar apoi heliu în carbon și oxigen. În majoritatea acestor stele, hidrogenul și heliul alternează ca combustibili, ceea ce face ca luminozitatea stelei să varieze pe o perioadă de 100.000 de ani pe măsură ce combustibilul se schimbă. În multe cazuri, stelele își petrec ultimele 200.000 de ani ca variabilă Mira - un tip de stea a cărei lumină variază regulat în luminozitate pe o perioadă de 80 până la 1000 de zile. Acestea sunt numite pentru steaua prototipului din constelația Cetus cunoscută sub numele de Mira.
"Un motiv pentru care mă interesează este faptul că Soarele nostru va lua această cale la un moment dat, la 4 miliarde de ani de acum încolo", a spus Ragland.
În această perioadă, aceste stele încep să-și explodeze straturile exterioare într-un „superwind”, care va lăsa în urmă un pitic alb în centrul unei nebuloase planetare în expansiune. Willson modelează mecanismele prin care aceste stele din stadiul final își pierd masa, în primul rând deși vânturile stelare puternice.
În timpul acestor eoni în scădere, stelele pulsează, de asemenea, de ordinul lunilor până la ani, deoarece straturile exterioare se prăbușesc spre exterior ca o supapă de eliberare, a spus Willson. Multe dintre aceste așa-numite stele gigantice asimptotice ale ramurilor sunt variabile Mira, care variază regulat pe măsură ce moleculele se formează și creează un cocon translucid sau aproape opac în jurul părții stelare a timpului. În timp ce unele dintre aceste stele s-au dovedit a fi non-circulare, orice caracteristici asimetrice, cum ar fi luminozitatea necompletată, sunt imposibil de detectat cu un interferometru cu două telescopuri, a spus Ragland.
Ragland și colegii săi au observat cu IOTA un număr total de 35 de variabile Mira, 18 variabile semiregulare și 3 variabile neregulate, toate în aproximativ 1.300 de ani-lumină de Pământ, în galaxia noastră Calea Lactee. Douăsprezece dintre variabilele Mira s-au dovedit a avea luminozități asimetrice, în timp ce doar trei dintre semipregularele și unul dintre neregulatele au arătat această patchiness.
Cauza acestei luminozități incomplete este neclară, a spus Ragland. Modelarea realizată de Willson a arătat că un însoțitor, cum ar fi o planetă pe o orbită similară cu orbita lui Jupiter în propriul nostru sistem, ar putea genera o trezire în vântul stelar care ar apărea ca o asimetrie. Chiar și o planetă mai aproape de Pământ ar putea genera o trezire detectabilă dacă vântul stelar ar fi suficient de puternic, deși o planetă prea aproape de plicul extins ar fi târât în interior și vaporizată de stea.
În mod alternativ, cantități mari de materiale expulzate din stea s-ar putea condensa în nori care blochează o parte sau toată lumina dintr-o parte a stelei.
Oricare ar fi cauza, Willson a spus, „acest lucru ne spune este că presupunerea că stelele sunt uniform strălucitoare este greșită. Este posibil să avem nevoie să dezvoltăm o nouă generație de modele tridimensionale. ”
„Acest studiu, cel mai mare din această clasă de stele de tip târziu, este primul care demonstrează gradul în care stelele de tip târziu, în special variabilele Mira și stelele de carbon, arată efectele punctelor fierbinți și reci”, a spus coautorul. William Danchi de la Centrul de zbor spațial Goddard al NASA. „Acest lucru are implicații asupra modului în care interpretăm observațiile atunci când folosim interferometre cu infraroșu pentru a căuta planetele în jurul giganților roșii.”
Coautorii lui Ragland sunt Traub; Jean-Pierre Berger, P. Kern și F. Malbet din Laboratoire până la strofizica de Grenoble (LAOG) din Franța; Danchi; J. D. Monnier și E. Pedretti de la Universitatea Michigan, Ann Arbor; Willson; N. P. Carleton, M. G. Lacasse și M. Pearlman din CfA; R. Millan-Gabet al Institutului de Tehnologie din California; F. Schloerb, M. Brewer, K. Perraut, K. Souccar și G. Wallace de la Universitatea Massachusetts, Amherst; W. Bumbac al Observatorului Național de Radio Astronomie din Virginia; Charles H. Townes al Universității din California, Berkeley; P. Haguenauer din ALCATEL Space Industries din Cannes, Franța; și P. Labeye, de la Laboratoire, desprelectronique de Technologie de informații (LETI) din Grenoble, care face parte din Comisia franceză pentru energie atomică (CEA). Cipul IONIC a fost dezvoltat în comun de LAOG, Institutul de Micro-lectronică, romagn lectromagnetisme et Photonique (IMEP) și LETI.
Lucrarea a fost susținută de NASA printr-o bursă postdoctorală Michelson și de Fundația Națională a Științei.
Observatorul W. M. Keck este operat ca parteneriat științific între Institutul de Tehnologie din California, Universitatea din California și NASA. Observatorul a fost posibil prin intermediul sprijinului financiar generos al Fundației W. Keck.
Sursa originală: Comunicat de presă Keck
