Nagu kõik muu universumis, vananevad tähed. Nende täheelu hilise perioodi jooksul on umbes 30% väikese massiga punastest hiiglastest nende heleduse uudishimulik varieeruvus, mis jääb tänapäevani seletamatuks. Seda tüüpi punaste hiiglaste uus uuring välistab enamiku praegustest selgitustest, mistõttu on vaja leida nende käitumise jaoks uus teooria.
Punased hiiglased on Päikesesarnase tähe elu hilisemas etapis, kui suurem osa tähe tuumas töötavast tuumasünteesist on ammendatud. Sellest tulenev kerge rõhu puudumine, mis surub välja raskuse jõu vahel, põhjustab tähe enda sisse kukkumist. Kui see kokkuvarisemine aset leiab, soojendab see südamiku ümber vesiniku kesta piisavalt, et sulandumine taas vallanduks, mille tulemuseks on suurendama tuumasünteesis, mis põhjustab tähe suurenenud valguse rõhu tõttu suuremaks. Selle tagajärjel võib täht muutuda 1000–10 000 korda heledamaks.
Punaste hiiglaste valgustugevuse varieeruvus on loomulik - nad paisuvad üles ja kahanevad ühtlase mustrina, mille tulemuseks on heledam ja hämaram valguse väljund. Nende tähtede heleduses on erinevus umbes kolmandiku kuni poole võrra, mis juhtub pikema perioodi jooksul kuni viie aasta pikkuseks.
Täheldatud pikaks sekundaarseks perioodiks (LSP) toimub tähe muutuv heledus pikema aja jooksul kui lühema perioodi pulsatsioon. Just see heleduse pikaajaline varieeruvus jääb seletamatuks.
Uus üksikasjalik uuring 58 muutuva punase hiiglase suures magellaanpilves, mille koostasid Austraalia Riikliku Ülikooli astronoomia ja astrofüüsika teaduskooli esindajad Peter Wood ja Christine Nicholls, näitavad, et selle salapärase varieeruvuse kavandatud seletused jäävad mõõdetud tähtede omadused. Nicholls ja Wood kasutasid ESO väga suure teleskoobi FLAMES / GIRAFFE spektrograafi ja ühendasid selle teabe teiste teleskoopide, näiteks Spitzeri kosmoseteleskoobi andmetega.
Sellel nähtusel on kaks juhtivat seletust: kaasobjekti olemasolu punastele hiiglastele, kes tiirlevad ümber nende heleduse muutmiseks, või ümmarguse tähega tolmupilve olemasolu, mis kuidagi blokeerib tähelt tuleva valguse meie suunas perioodilisel skaalal.
Tähtede binaarne kaaslane muudaks nende orbiiti nii, et nad läheneksid Maa vaatepunktile ja taanduksid sellest. Kui kaaslane tähe ette möödub, hämardaks see ka punasest hiiglast voogavat valgust. Binaarse kaaslase puhul on kõigi nende tähtede heleduse muutumise spektrid suhteliselt sarnased, mis tähendab, et selle selgituse toimimiseks peaksid kõigil punastel hiiglastel, kellel on LSP variatsioon, olema sarnase suurusega kaaslane , umbes 0,09-kordne Päikese mass. See stsenaarium oleks äärmiselt ebatõenäoline, kui arvestada tähtede arvuga, mis näitavad seda heleduse erinevust.
Ümmarguse tolmupilve mõju võiks olla võimalik seletus. Ümmarguse tolmu pilv, mis varjab tähelt valgust kord orbiidil, hämardaks selle valgust piisavalt, et nähtust selgitada. Sellise tolmupilve olemasolu paljastab tähelt tuleva keskmise infrapuna spektri liigne valgus. Tolm neelab tähelt valgust ja eraldab seda valguse kujul spektri keskmises infrapuna piirkonnas.
LSP-tähtede vaatlus näitab keskmise infrapuna allkirja, mis on märgutule märk tolmust, kuid nendevaheline korrelatsioon ei tähenda, et tolm põhjustaks heleduse muutumist. Võib juhtuda, et tolm on tähest endast välja paisatud massi kõrvalsaadus, mille algpõhjus võib olla seotud heleduse muutumisega.
Ükskõik, mis nendes punastes hiiglastes heleduse võnke põhjuseks võib olla, paneb see neil massi välja viskama suurtes kobarates või laieneva ketta kujul. Ilmselt on selle nähtuse põhjuse leidmiseks vaja täiendavaid vaatlusi.
Nicholls ja Woodi tehtud tähelepanekute tulemused on avaldatud Astrofüüsikaline ajakiri. Arxivi kohta on siin ja siin saadaval kaks artiklit, mis kirjeldavad nende leide.
Allikas: ESO, Arxivi paberid
