Astronoomide meeskond kasutas hiljuti Arizona kolme ühendatud teleskoobi infrapuna-optilise teleskoobi massiivi (IOTA) 4 miljardi aasta pikkuseks tulevikuks, kui meie Päikese õhupallid muutuvad punaseks hiiglaslikuks täheks. Nad vaatasid mitu punast hiiglaslikku tähte - meie Päikese saatust - ja avastasid, et nende pinnad on laigulised ja mitmekesised, kaetud tohutute päikeseplekkidega.
Kuna astronoomid ühendavad järjest enam kahte teleskoopi kui interferomeetrit, et kaugemate tähtede detailsust paremini selgitada, näitab Kecki observatooriumi astronoom kolme või isegi enama teleskoobi ühendamise võimet.
Astronoom Sam Ragland kasutas kolme ühendatud teleskoobi Arizona infrapuna-optilise teleskoobi massiivi (IOTA), et saada enneolematu detail vanade punaste hiiglaslike tähtede kohta, mis tähistavad Päikese võimalikku saatust.
Üllatusena leidis ta, et ligi kolmandik tema uuritud punastest hiiglastest ei olnud nende näos ühtlaselt heledad, vaid olid laigulised, viidates võib-olla suurtele laikudele või päikesepilvedele analoogsetele pilvedele, pulseerivate ümbrike tekitatavatele lööklainetele või isegi planeetidele.
"Tüüpiline usk on, et tähed peavad olema sümmeetrilised gaasipallid," ütles interferomeetri spetsialist Ragland. "Kuid 30 protsendil nendest punastest hiiglastest ilmnes asümmeetriat, millel on mõju tähe evolutsiooni viimastele etappidele, kui tähed, nagu Päike, arenevad planeediliseks udukogudeks."
Raglandi ja tema kolleegide saadud tulemused tõestavad ka infrapunateleskoopide trio - või isegi kvinteti või sekstetti - ühendamise teostatavust, et saada lähi-infrapunas kõrgema eraldusvõimega pilte kui seni olnud võimalik.
"Rohkem kui kahe teleskoobiga saate uurida täiesti teistsugust teadust, kui seda saaks teha kahe teleskoobiga," ütles ta.
„Kahest teleskoobist kolmeni jõudmiseks on suur samm,“ lisas teoreetik Lee Anne Willson, uuringu kaasautor ja füüsika- ja astronoomiaprofessor Iowa osariigi Amesi ülikoolis. „Kolme teleskoobi abil saate mitte ainult öelda, kui suur täht on, vaid ka selle kas sümmeetriline või asümmeetriline. Veelgi rohkemate teleskoopide abil saate seda muuta pildiks. ”
Ragland, Willson ja nende kolleegid Ameerika Ühendriikide ja Prantsusmaa institutsioonides, sealhulgas NASA, teatasid oma tähelepanekutest ja järeldustest ajakirjas The Astrophysical Journal hiljuti vastu võetud dokumendis.
Irooniline on see, et IOTA teleskoobi massiivi opereeriti ühiselt Mt. Raha säästmiseks suleti Harvardi ülikooli Smithsoniani astrofüüsikalise vaatluskeskuse, Massachusettsi ülikooli, Wyomingi ülikooli ja Massachusettsi tehnoloogiainstituudi Lincolni labori Hopkins. Esialgne kahe teleskoobi interferomeeter läks võrku 1993. aastal ja kolmanda 45-sentimeetrise teleskoobi lisamine 2000. aastal lõi esimese optilise ja infrapuna-interferomeetri trio.
IOTA direktor Wesley A. Traub, endine Harvard-Smithsoniani astrofüüsika keskus (CfA) ja nüüd Jeti tõukejõu laboris, pakkus Raglandile ja tema kolleegidele võimalust massiivi kasutada mitme teleskoobiga interferomeetria piiride testimiseks ja võib-olla õppida midagi Päikese lõpliku saatuse kohta.
Interferomeetrid ühendavad kahe või enama teleskoobi valguse, et näha rohkem detaile, simuleerides teleskoobi eraldusvõimet, mis on sama suur kui teleskoopide vaheline kaugus. Kui raadioastronoomid on aastaid kasutanud massiive palju suuremate teleskoopide simuleerimiseks, on nende eeliseks suhteliselt pikad lainepikkused - meetrid või sentimeetrid -, mis hõlbustab eraldatud teleskoopide puhul valguse saabumisaegade murdosa lainepikkuste erinevuste tuvastamist. Interferomeetria tegemine lähi-infrapunas - lainepikkusel 1,65 mikronit ehk umbes sajandik millimeetrit, nagu Ragland seda tegi - on palju raskem, kuna lainepikkused on raadiosaate lainepikkusest ligi miljon.
"Lühikeste lainepikkuste korral on instrumendi stabiilsus suur piirang," sõnas Ragland. "Isegi vibratsioon hävitab mõõtmise täielikult."
Astronoomid kasutasid ka kolme IOTA teleskoobi valguse ühendamiseks uut tehnoloogiat: Prantsusmaal välja töötatud poole tollise laiusega pooljuhtkiibi, mida nimetatakse integreeritud optilise valguskiirte kombinaatoriks (IONIC). See erineb tüüpilisest interferomeetrist, mis koosneb paljudest peeglitest, et suunata valgust mitmelt teleskoobilt ühisele detektorile.
Raglandi põhirõhk on väikese ja keskmise massiga tähtedel - alates kolme neljandikust Päikese massist kuni Päikese massini kolmekordse suurusega -, kui nad lähenevad oma elu lõpuks. Need on tähed, mis õhku paisati punasteks hiiglasteks mitu miljardit aastat varem, kui nad hakkasid elu jooksul vesiniku põlemisel kogunenud heeliumi põletama. Kuid lõpuks koosnevad need tähed tihedast süsiniku ja hapniku tuumast, mida ümbritseb kest, kus vesinik muundatakse heeliumiks, seejärel heelium süsinikuks ja hapnikuks. Enamikus neist tähtedest vahelduvad vesinik ja heelium kütusena, põhjustades tähe heleduse muutumise kütuse muutumisel 100 000-aastase perioodi jooksul. Paljudel juhtudel veedavad tähed oma lõplikku 200 000 aastat Mira muutujana - seda tüüpi tähena, mille hele varieerub regulaarselt 80 kuni 1000 päeva jooksul. Neid on nimetatud prototüübitäheks Mira nime kandvas Cetuse tähtkujus.
"Üks põhjus, miks mind see huvitab, on see, et meie Päike kavatseb seda teed minna mingil hetkel, 4 miljardit aastat hiljem," ütles Ragland.
Sellel perioodil hakkavad need tähed puhuma oma välimised kihid "tuule käes", mis lõpuks jätab endast valge kääbuse laieneva planeedi udukogu keskmesse. Willson modelleerib mehhanisme, mille abil need lõppstaadiumitähed kaotavad oma massi, peamiselt tugeva tähetuule korral.
Nende kahanevate eoonide ajal pulseerivad tähed ka kuude või aastate kaupa, kuna välised kihid ulatuvad väljapoole nagu vabastamisventiil, ütles Willson. Paljud neist niinimetatud asümptootilistest hiiglaslikest harutähtedest on Mira muutujad, mis varieeruvad regulaarselt molekulide moodustumisel ja loovad tähe osa ümber poolläbipaistva või peaaegu läbipaistmatu kookoni. Kuigi osa neist tähtedest on osutunud mitte ümmarguseks, on asümmeetrilisi tunnuseid, näiteks laigulist heledust, kahe teleskoobiga interferomeetri abil võimatu tuvastada, teatas Ragland.
Ragland ja tema kolleegid jälgisid IOTA-ga meie Linnutee galaktikas kokku 35 Mira muutujat, 18 poolregulaarset muutujat ja 3 ebaregulaarset muutujat, kõik Maa umbes 1300 valgusaasta jooksul. Mira muutujatest kaheteistkümnel oli heledus asümmeetriline, samas kui ainult kolmel poolregulaatoril ja ühel ebakorrapärasusel oli selline laigulisus.
Selle ebaühtlase heleduse põhjus pole selge, ütles Ragland. Willsoni modelleerimine näitas, et kaaslane, näiteks planeet, mis asub orbiidil, mis sarnaneb Jupiteri orbiidiga meie enda süsteemis, võib tekitada tähetuules äratuse, mis ilmneb asümmeetriana. Isegi lähemal asuv Maa-sarnane planeet võiks tekitada tuvastatava ärkamise, kui tähetuul oleks piisavalt tugev, ehkki laienenud ümbrikule liiga lähedal asuv planeet lohistaks tähe kiiresti sissepoole ja aurustaks.
Teise võimalusena võib tähest väljutatud suures koguses materjali kondenseeruda pilvedesse, mis blokeerivad tähe osa valgust osaliselt või täielikult.
Ükskõik mis põhjusel, ütles Willson: „See ütleb meile, et oletus, et tähed on ühtlaselt heledad, on vale. Võimalik, et peame välja töötama uue põlvkonna kolmemõõtmelised mudelid. ”
"See uuring, mis on kõigi aegade suurim hilisetüüpiliste tähtede klass, on esimene, mis näitas, mil määral hilisemad tüübitähed, eriti Mira muutujad ja süsinikutähed, näitavad kuumade ja külmade punktide mõju," ütles kaasautor William Danchi NASA Goddardi kosmoselennukeskusest. "See mõjutab tähelepanekuid tõlgendamisel, kui punaste hiiglaste ümber planeete otsime infrapunainterferomeetritega."
Raglandi kaasautorid on Traub; Jean-Pierre Berger, P. Kern ja F. Malbet Prantsusmaal Laboratoire d’Astrophysique de Grenoble'is (LAOG); Danchi; Michigani ülikoolist J. D. Monnier ja E. Pedretti, Ann Arbor; Willson; N. P. Carleton, M. G. Lacasse ja M. Pearlman, CfA; R. Millan-Gabet California tehnoloogiainstituudist; F. Schloerb, M. Brewer, K. Perraut, K. Souccar ja G. Wallace Massachusettsi ülikoolist, Amherst; W. Cotton Virginia Riikliku Raadioastronoomia Vaatluskeskuses; Charles H. Townes California ülikoolist, Berkeley; P. Haguenauer ALCATELi kosmosetööstusest Cannes'is Prantsusmaal; ja P. Labeye Prantsuse Aatomienergia Komisjoni (CEA) koosseisu kuuluvas Grenoble'i laboris Laboratoire d’Electronique de Technologie de l’Information (LETI). IONIC kiibi töötasid välja LAOG, Institut de Microé lectronique, Lectromagnetis et Photonique (IMEP) ja LETI.
Tööd toetasid NASA Michelsoni järeldoktori stipendiumi ja Riikliku Teadusfondi kaudu.
W. M. Kecki observatooriumi hallatakse teadusliku partnerlusena California tehnoloogiainstituudi, California ülikooli ja NASA vahel. Vaatluskeskuse tegi võimalikuks W. Kecki fondi helde rahaline toetus.
Algne allikas: Kecki pressiteade
