צוות אסטרונומים השתמש לאחרונה במערך הטלסקופ האינפרא אדום-אופרטי של אריזונה (IOTA) משלושה טלסקופים מקושרים כדי להציץ 4 מיליארד שנים לעתיד, כאשר בלוני השמש שלנו הופכים להיות כוכב ענק אדום. הם צפו בכוכבי ענק אדומים - הגורל הסופי של השמש שלנו - וגילו את משטחיםיהם מנומרים ומגוונים, מכוסים כתמי שמש עצומים.
ככל שאסטרונומים קושרים יותר ויותר שני טלסקופים כפרפרומטרים כדי לחשוף פירוט גדול יותר של כוכבים רחוקים, אסטרונום של מצפה הכוכבים של קק מראה את הכוח לקשר שלושה טלסקופים ואפילו יותר זה לזה.
האסטרונום סם ראגלנד השתמש במערך הטלסקופ האינפרא אדום-אופטי באריזונה (IOTA) משלושה טלסקופים מקושרים כדי להשיג פרט חסר תקדים של כוכבי ענק אדומים ישנים המייצגים את גורלה של השמש בסופו של דבר.
באופן מפתיע, הוא מצא שכמעט שליש מהענקים האדומים שהוא סקר לא היו בהירים על פני פניהם, אלא היו מרופדים, אולי מעידים על כתמים גדולים או עננים המקבילים לכתמי שמש, גלי הלם שנוצרו על ידי מעטפות פועמות, או אפילו כוכבי לכת.
"האמונה האופיינית היא שכוכבים צריכים להיות כדורי גז סימטריים," אמר ראגלנד, מומחה אינטרפרומטר. "אבל 30 אחוז מהענקים האדומים האלה הראו א-סימטריה, שיש לה השלכות על השלבים האחרונים של התפתחות הכוכבים, כאשר כוכבים כמו השמש מתפתחים לערפיליות פלנטריות."
התוצאות שהושגו על ידי ראגלנד וחבריו מוכיחות גם את היתכנותו של קישור טריו - או אפילו חמישייה או sextet - של טלסקופים אינפרא אדום כדי לקבל תמונות ברזולוציה גבוהה יותר באינפרא אדום הקרוב ממה שהיה אפשרי בעבר.
"עם יותר משני טלסקופים אתה יכול לחקור סוג אחר של מדע ממה שניתן היה לעשות עם שני טלסקופים," אמר.
"זה צעד גדול לעבור משני טלסקופים לשלושה," הוסיפה התיאורטיקנית לי אן וילסון, שותפה לעבודה במחקר ופרופסור לפיזיקה ואסטרונומיה באוניברסיטת איווה במדינת איימס. "עם שלושה טלסקופים אתה יכול לומר לא רק כמה גדול הכוכב, אלא אם הוא סימטרי או אסימטרי. עם טלסקופים רבים יותר, אתה יכול להתחיל להפוך את זה לתמונה. "
רגלנד, וילסון ועמיתיהם במוסדות בארצות הברית ובצרפת, כולל נאס"א, דיווחו על תצפיותיהם ומסקנותיהם במאמר שהתקבל לאחרונה בכתב העת "Astrophysical Journal".
באופן אירוני, מערך הטלסקופ של IOTA, שפעל במשותף על הר. הופקינס מאת המצפה האסטרופיסיקלי בסמיתסוניאן, אוניברסיטת הרווארד, אוניברסיטת מסצ'וסטס, אוניברסיטת וויומינג ומעבדת לינקולן של מכון טכנולוגיה מסצ'וסטס, הושבתו ב -1 ביולי כדי לחסוך כסף. האינטרפרומטר הדו-טלסקופי הראשוני עלה לרשת בשנת 1993, ותוספת טלסקופ של 45 סנטימטר שלישית בשנת 2000 יצרה את שלישיית האינטרפרומטר האופטית והאינפרא אדום הראשונה.
מנהל IOTA, ווסלי א. טראוב, לשעבר במרכז הרווארד-סמיתסוניאן לאסטרופיזיקה (CfA) וכעת במעבדת הנעה של סילון, הציע לרגלנד וחבריו את האפשרות להשתמש במערך כדי לבדוק את גבולות האינטרפרומטריה המרובת-טלסקופית, ואולי למד משהו על גורלה הסופי של השמש.
אינטרפרומטרים משלבים אור משני טלסקופים או יותר כדי לראות פרטים נוספים, המדמים את הרזולוציה של טלסקופ גדול ככל המרחק בין הטלסקופים. בעוד שאסטרונומי רדיו משתמשים במערכים במשך שנים כדי לדמות טלסקופים גדולים בהרבה, יש להם את היתרון של אורכי גל ארוכים יחסית - מטרים או סנטימטרים - מה שמקל על איתור הפרשי אורך גל חלקי בין זמני הגעת האור לטלסקופים מופרדים. ביצוע אינטרפרומטריה באינפרא אדום הקרוב - באורך גל של 1.65 מיקרון, או כמאה מילימטר, כפי שעשה ראגלנד - קשה הרבה יותר מכיוון שאורך הגל הוא כמעט כמיליון מזה של גלי הרדיו.
"באורכי גל קצרים, יציבותו של המכשיר היא אילוץ מרכזי", אמר ראגלנד. "אפילו רטט יהרוס לחלוטין את המדידה."
האסטרונומים גם השתמשו בטכנולוגיה חדשה לשילוב האור משלושת הטלסקופים של IOTA: שבב של מצב סולידי רוחב בגודל של חצי אינץ ', המכונה Combine Combine-Optic beam-combiner (IONIC), שפותח בצרפת. זה מנוגד לאינטרפרומטר האופייני, המורכב ממראות רבות להפניית האור ממספר טלסקופים לגלאי משותף.
המוקד העיקרי של ראגלנד הוא כוכבים בעלי מסה נמוכה עד בינונית - הנעים משלושה רבעים ממסת השמש לשלושה ממסת השמש - כאשר הם מתקרבים לקצות חייהם. מדובר בכוכבים שהופצו לענקים אדומים כמה מיליארד שנים קודם לכן, כשהחלו לשרוף את ההליום שהצטבר במהלך חיי שריפת מימן במהלך חייו. בסופו של דבר, כוכבים אלה מורכבים מליבה צפופה של פחמן וחמצן המוקפת בקליפה בה מומר מימן להליום, ואז הליום לפחמן וחמצן. ברוב הכוכבים הללו, מימן והליום מתחלפים כדלקים, וגורמים לבהירותו של הכוכב להשתנות במשך 100,000 שנה ככל שהדלק משתנה. במקרים רבים הכוכבים מבלים את 200,000 השנים האחרונות שלהם כמשתנה של מירה - סוג של כוכב שאורו משתנה בקביעות בהירות לאורך תקופה של 80 עד 1000 יום. הם נקראים על שם הכוכב האבטיפוס בקבוצת הכוכבים של צטוס המכונה מירה.
"סיבה אחת שאני מעוניין בכך היא שהשמש שלנו הולכת לעבור בדרך זו בשלב מסוים, בעוד 4 מיליארד שנה," אמרה ראגלנד.
בתקופה זו הכוכבים הללו מתחילים לפוצץ את שכבותיהם החיצוניות ב"רוח-על ", שבסופו של דבר תשאיר אחריה גמד לבן במרכז ערפילית פלנטרית מתרחבת. וילסון מתכנן את המנגנונים שבאמצעותם מאבדים כוכבי שלב קצה את המסה שלהם, בעיקר אם כי רוחות כוכבים חזקות.
במהלך העידונים המתמעטים, הכוכבים פועמים גם הם בסדר גודל של חודשים עד שנים, כאשר השכבות החיצוניות נושרות כלפי חוץ כמו שסתום שחרור, אמר וילסון. רבים מכוכבי הענפים הענקיים האסימפטוטיים הענקיים כביכול הם משתני מירה, המשתנים באופן קבוע ככל שנוצרים מולקולות ויוצרים גולם שקוף או כמעט אטום סביב הכוכב בחלק מהזמן. למרות שכמה מהכוכבים הללו הוכחו כלא מעגליים, אי אפשר לזהות שום תכונה א-סימטרית, כמו בהירות מטופחת, באמצעות אינטרפרומטר דו-טלסקופי, אמר רגלנד.
ראגלנד ועמיתיו צפו עם IOTA בסך הכל 35 משתני מירה, 18 משתנים חצי רגילים ושלושה משתנים לא סדירים, כולם בתוך כ -1,300 שנות אור מכדור הארץ, בגלקסיית שביל החלב שלנו. שנים-עשר משתני המירה הוכיחו כי היו בהירות א-סימטרית, ואילו רק שלושה מהקבועים למחצה ואחד החריגים הראו טשטוש זה.
הגורם לבהירות המטופחת הזו אינו ברור, אמר רגלנד. דוגמנות על ידי וילסון הראו כי בן לוויה, כמו כוכב לכת במסלול הדומה למסלולו של צדק במערכת שלנו, יכול לגרום להתעוררות ברוח הכוכבת שתופיע כאסימטריה. אפילו כוכב לכת קרוב יותר דמוי כדור הארץ יכול לחולל מתעורר ניתן להבחין אם הרוח הכוכבת הייתה חזקה מספיק, אם כי כוכב לכת קרוב מדי למעטפה המורחבת ייגרר במהירות פנימה ויאדה את הכוכב.
לחלופין, כמויות גדולות של חומר המגורש מהכוכב עלולות להתעבות לעננים החוסמים חלק או את כל האור מחלק מהכוכב.
לא משנה מה הסיבה, אמר וילסון, "זה אומר לנו שההנחה שהכוכבים בהירים באופן אחיד אינה נכונה. ייתכן שנצטרך לפתח דור חדש של דגמים תלת מימדיים. "
"המחקר הזה, הגדול ביותר אי פעם בכיתה זו של כוכבים מהסוג המאוחר, הוא הראשון להדגים את המידה שבה כוכבי סוג מאוחר, במיוחד משתני מירה וכוכבי פחמן, מראים את ההשפעות של נקודות חמות וקרות," אמר חבר השותף ויליאם דנצ'י ממרכז טיסת החלל נאס"א גודארד. "יש לכך השלכות על האופן בו אנו מפרשים תצפיות כאשר אנו משתמשים באינטרפרומטרים אינפרא אדום כדי לחפש כוכבי לכת סביב ענקים אדומים."
הקוהוטורים של ראגלנד הם טראוב; ז'אן-פייר ברגר, פ. קרן ופ 'מלבט ממעבדת האמסטרופיסיק דה גרנובל (LAOG) בצרפת; דנצ'י; ג'יי ד. מונייר וא 'פדרטי מאוניברסיטת מישיגן, אן ארבור; וילסון; נ 'פ. קרלטון, מ. לאקאס ומ' פרלמן מ- CfA; ר 'מילן-גבת מהמכון הטכנולוגי בקליפורניה; פ. שלורב, מ. ברואר, ק. פרראוט, ק. סוקר וג. וואלאס מאוניברסיטת מסצ'וסטס, אמהרסט; וו. כותנה ממצפה הכוכבים הלאומי לאסטרונומיה בווירג'יניה; צ'ארלס ה. טאונס מאוניברסיטת קליפורניה, ברקלי; פ. הגוונאואר מחברת ALCATEL תעשיות החלל בקאן, צרפת; ו- P. Labeye מ- Laboratoire d’Electronique de Technologie de l’Information (LETI) בגרנובל, שהיא חלק מהוועדה הצרפתית לאנרגיה אטומית (CEA). השבב IONIC פותח במשותף על ידי LAOG, מכון המיקרו-לקטרוניק, א-לקטרו-מגנטיזם et Photonique (IMEP) ו- LETI.
העבודה נתמכה על ידי נאס"א באמצעות מלגת פוסט-דוקטורט של Michelson ועל ידי הקרן הלאומית למדע.
מצפה הכוכבים W. M. Keck מופעל כשותפות מדעית בין המכון הטכנולוגי בקליפורניה, אוניברסיטת קליפורניה ונאס"א. המצפה התאפשר בזכות התמיכה הכספית הנדיבה של קרן וו. קק.
המקור המקורי: פרסום חדשות Keck
