Et team av astronomer brukte nylig Arizona's Infrared-Optical Telescope Array (IOTA) av tre sammenkoblede teleskoper for å kikke fire milliarder år fremover, når solen vår ballonger opp for å bli en rød gigantisk stjerne. De observerte flere røde kjempestjerner - den eventuelle skjebnen til vår sol - og oppdaget at overflatene deres ble flekkete og varierte, dekket med enorme solflekker.
Ettersom astronomer i økende grad forbinder to teleskoper som interferometre for å avsløre større detaljer om fjerne stjerner, viser en Keck-observatorium-astronom kraften til å knytte tre eller enda flere teleskoper sammen.
Astronom Sam Ragland brukte Arizona's Infrared-Optical Telescope Array (IOTA) av tre sammenkoblede teleskoper for å få enestående detaljer om gamle røde kjempestjerner som representerer den eventuelle skjebnen til Solen.
Overraskende fant han at nesten en tredjedel av de røde kjempene han undersøkte ikke var ensartet lyse over ansiktet, men var ujevn, noe som kanskje indikerte store flekker eller skyer som tilsvarer solflekker, sjokkbølger generert av pulserende konvolutter eller til og med planeter.
"Den typiske troen er at stjerner må være symmetriske gassballer," sa Ragland, en interferometer-spesialist. "Men 30 prosent av disse røde gigantene viste asymmetri, noe som har konsekvenser for de siste stadiene av den stellare evolusjonen, når stjerner som solen utvikler seg til planetariske tåker."
Resultatene oppnådd av Ragland og hans kolleger viser også muligheten til å koble en trio - eller til og med kvintett eller sekstett - av infrarøde teleskoper for å få bilder med høyere oppløsning i det nærinfrarøde, enn det som har vært mulig før.
"Med mer enn to teleskoper kan du utforske en helt annen type vitenskap enn det som kan gjøres med to teleskoper," sa han.
"Det er et stort skritt å gå fra to teleskoper til tre," la teoretikeren Lee Anne Willson, en medforfatter til studien og professor i fysikk og astronomi ved Iowa State University i Ames, til. "Med tre teleskoper kan du ikke bare fortelle hvor stor stjernen er, men om den er symmetrisk eller asymmetrisk. Med enda flere teleskoper kan du begynne å gjøre det til et bilde. ”
Ragland, Willson og deres kolleger ved institusjoner i USA og Frankrike, inkludert NASA, rapporterte sine observasjoner og konklusjoner i et papir som nylig ble akseptert av The Astrophysical Journal.
Ironisk nok opererte IOTA-teleskoparrayet sammen på Mt. Hopkins av Smithsonian Astrophysical Observatory, Harvard University, University of Massachusetts, University of Wyoming og Massachusetts Institute of Technology's Lincoln Laboratory ble lagt ned 1. juli for å spare penger. Det opprinnelige to-teleskopinterferometeret startet online i 1993, og tilsetningen av et tredje 45 centimeter teleskop i 2000 skapte den første optiske og infrarøde interferometertrioen.
IOTA-direktør Wesley A. Traub, tidligere fra Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) og nå ved Jet Propulsion Laboratory, tilbød Ragland og kollegene muligheten til å bruke matrisen for å teste grensene for interferometri med flere teleskoper, og kanskje lære noe om den endelige skjebnen til Solen.
Interferometre kombinerer lys fra to eller flere teleskoper for å se mer detalj, og simulerer oppløsningen til et teleskop så stort som avstanden mellom teleskopene. Mens radioastronomer har brukt matriser i årevis for å simulere mye større teleskoper, har de fordelen med relativt lange bølgelengder - meter eller centimeter - noe som gjør det enklere å oppdage brøkdeler av bølgelengde mellom ankomsttidene for lys ved atskilte teleskoper. Å gjøre interferometri i nærinfrarød - med en bølgelengde på 1,65 mikron, eller omtrent en hundredel av en millimeter, som Ragland gjorde - er mye vanskeligere fordi bølgelengdene er nesten en milliondel av radiobølgene.
"På korte bølgelengder er instrumentets stabilitet en viktig begrensning," sa Ragland. "Selv en vibrasjon vil fullstendig ødelegge målingen."
Astronomene benyttet også en ny teknologi for å kombinere lyset fra de tre IOTA-teleskopene: en halv tommer bred solid-state-brikke, kalt Integrated Optics beam-combiner (IONIC), utviklet i Frankrike. Dette står i kontrast til det typiske interferometeret, som består av mange speil for å lede lyset fra flere teleskoper til en felles detektor.
Raglands hovedfokus er stjerner til middels masse - alt fra tre fjerdedeler solens masse til tre ganger solens masse - når de nærmer seg endene av livet. Dette er stjerner som ballonerte inn i røde giganter flere milliarder år tidligere, da de begynte å brenne heliumet som hadde samlet seg i løpet av en levetid med hydrogenforbrenning. Mot slutten består disse stjernene imidlertid av en tett kjerne av karbon og oksygen omgitt av et skall hvor hydrogen omdannes til helium, og deretter helium til karbon og oksygen. I de fleste av disse stjernene veksler hydrogen og helium som drivstoff, noe som får stjernens lysstyrke til å variere over en periode på 100 000 år etter hvert som drivstoffet endres. I mange tilfeller bruker stjernene sine siste 200 000 år som en Mira-variabel - en type stjerne hvis lys varierer regelmessig i lysstyrke over en periode på 80 til 1000 dager. De er oppkalt etter prototypestjernen i stjernebildet Cetus kjent som Mira.
"En grunn til at jeg er interessert i dette, er at Solen vår kommer til å gå denne veien på et tidspunkt, fire milliarder år fra nå," sa Ragland.
Det er i løpet av denne perioden at disse stjernene begynner å blåse av sine ytre lag i en "supervind", som til slutt vil etterlate seg en hvit dverg i sentrum av en ekspanderende planetens tåke. Willson modellerer mekanismene som disse slutttrinnsstjernene mister massen, først og fremst gjennom sterk stjernevind.
I løpet av disse avtagende ålene pulserer stjernene også i størrelsesorden måneder til år, da de ytre lagene belter utover som en utløserventil, sa Willson. Mange av disse såkalte asymptotiske gigantiske grenstjernene er Mira-variabler, som varierer regelmessig når molekyler dannes og skaper en gjennomsiktig eller nesten ugjennomsiktig kokong rundt stjernens del av tiden. Mens noen av disse stjernene har vist seg å være ikke-sirkulære, er det ikke mulig å oppdage noen asymmetriske funksjoner, som for eksempel ujevn lysstyrke, med et to-teleskopinterferometer, sa Ragland.
Ragland og kollegene observerte sammen med IOTA totalt 35 Mira-variabler, 18 halvregulære variabler og 3 uregelmessige variabler, alle innen cirka 1.300 lysår fra Jorden, i vår Melkeveis Galaxy. Tolv av Mira-variablene viste seg å ha asymmetriske lysstyrker, mens bare tre av halvregulære og en av uregelmessighetene viste denne ujevnheten.
Årsaken til denne ujevn lysstyrken er uklar, sa Ragland. Modellering av Willson har vist at en følgesvenn, for eksempel en planet i en bane som ligner Jupiters bane i vårt eget system, kan generere en vekke i den stjernevinden som ville dukke opp som en asymmetri. Selv en nærmere jord-lignende planet kunne generere et påviselig kjølvann hvis stjernevinden var sterk nok, selv om en planet for nær den utvidede konvolutten raskt ville bli dratt innover og fordampet av stjernen.
Alternativt kan store mengder materiale som ble utvist fra stjernen kondensere til skyer som blokkerer noe av eller hele lyset fra en del av stjernen.
Uansett årsak, sa Willson, “dette forteller oss er at antakelsen om at stjerner er jevnt lyse er feil. Vi trenger kanskje å utvikle en ny generasjon tredimensjonale modeller. ”
"Denne studien, den største noensinne av denne klassen av sentypestjerner, er den første som demonstrerer i hvilken grad sentype-stjerner, spesielt Mira-variabler og karbonstjerner, viser effekten av varme og kalde steder," sa coauthor William Danchi fra NASA Goddard Space Flight Center. "Dette har konsekvenser for hvordan vi tolker observasjoner når vi bruker infrarøde interferometre for å søke etter planeter rundt røde kjemper."
Raglands coauthors er Traub; Jean-Pierre Berger, P. Kern og F. Malbet fra Laboratoire d’Astrophysique de Grenoble (LAOG) i Frankrike; Danchi; J. D. Monnier og E. Pedretti ved University of Michigan, Ann Arbor; Willson; N. P. Carleton, M. G. Lacasse og M. Pearlman fra CfA; R. Millan-Gabet ved California Institute of Technology; F. Schloerb, M. Brewer, K. Perraut, K. Souccar og G. Wallace ved University of Massachusetts, Amherst; W. Cotton fra National Radio Astronomy Observatory i Virginia; Charles H. Townes ved University of California, Berkeley; P. Haguenauer fra ALCATEL Space Industries i Cannes, Frankrike; og P. Labeye fra Laboratoire d’Electronique de Technologie de l’Information (LETI) i Grenoble, som er en del av den franske atomenergikommisjonen (CEA). IONIC-brikken ble utviklet i fellesskap av LAOG, Institut de Microà © lectronique, à lectromagnà © tisme et Photonique (IMEP) og LETI.
Arbeidet ble støttet av NASA gjennom et Michelson Postdoctoral Fellowship og av National Science Foundation.
W. M. Keck-observatoriet drives som et vitenskapelig partnerskap mellom California Institute of Technology, University of California og NASA. Observatoriet ble muliggjort av den generøse økonomiske støtten fra W. Keck Foundation.
Originalkilde: Keck News Release
