Ein Team von Astronomen nutzte kürzlich das Infrarot-Optische Teleskop-Array (IOTA) von Arizona mit drei miteinander verbundenen Teleskopen, um 4 Milliarden Jahre in die Zukunft zu blicken, als unsere Sonne zu einem roten Riesenstern aufstieg. Sie beobachteten mehrere rote Riesensterne - das Schicksal unserer Sonne - und entdeckten, dass ihre Oberflächen fleckig und vielfältig waren und mit riesigen Sonnenflecken bedeckt waren.
Da Astronomen zunehmend zwei Teleskope als Interferometer verbinden, um detailliertere entfernte Sterne zu erkennen, zeigt ein Astronom des Keck-Observatoriums die Fähigkeit, drei oder sogar mehr Teleskope miteinander zu verbinden.
Der Astronom Sam Ragland verwendete das Infrarot-Optical Telescope Array (IOTA) von Arizona aus drei miteinander verbundenen Teleskopen, um beispiellose Details alter roter Riesensterne zu erhalten, die das Schicksal der Sonne darstellen.
Überraschenderweise stellte er fest, dass fast ein Drittel der von ihm untersuchten roten Riesen nicht gleichmäßig hell im Gesicht waren, sondern fleckig, was möglicherweise auf große Flecken oder Wolken analog zu Sonnenflecken, Stoßwellen durch pulsierende Hüllen oder sogar Planeten hinwies.
"Der typische Glaube ist, dass Sterne symmetrische Gaskugeln sein müssen", sagte Ragland, ein Interferometer-Spezialist. "Aber 30 Prozent dieser roten Riesen zeigten Asymmetrie, was Auswirkungen auf die letzten Stadien der Sternentwicklung hat, wenn sich Sterne wie die Sonne zu planetarischen Nebeln entwickeln."
Die Ergebnisse von Ragland und seinen Kollegen belegen auch die Machbarkeit der Verknüpfung eines Trios - oder sogar Quintetts oder Sextetts - von Infrarot-Teleskopen, um Bilder mit höherer Auflösung im nahen Infrarot zu erhalten, als dies bisher möglich war.
"Mit mehr als zwei Teleskopen kann man eine völlig andere Art von Wissenschaft erforschen als mit zwei Teleskopen", sagte er.
"Es ist ein großer Schritt, von zwei auf drei Teleskope zu wechseln", fügte die Theoretikerin Lee Anne Willson hinzu, Mitautorin der Studie und Professorin für Physik und Astronomie an der Iowa State University in Ames. „Mit drei Teleskopen kann man nicht nur erkennen, wie groß der Stern ist, sondern auch, ob er symmetrisch oder asymmetrisch ist. Mit noch mehr Teleskopen können Sie daraus ein Bild machen. “
Ragland, Willson und ihre Kollegen an Institutionen in den USA und Frankreich, einschließlich der NASA, berichteten über ihre Beobachtungen und Schlussfolgerungen in einem kürzlich vom Astrophysical Journal akzeptierten Papier.
Ironischerweise arbeitete das IOTA-Teleskoparray gemeinsam auf dem Berg. Hopkins vom Smithsonian Astrophysical Observatory, der Harvard University, der University of Massachusetts, der University of Wyoming und dem Lincoln Laboratory des Massachusetts Institute of Technology wurde am 1. Juli geschlossen, um Geld zu sparen. Das erste Interferometer mit zwei Teleskopen ging 1993 online, und durch die Hinzufügung eines dritten 45-Zentimeter-Teleskops im Jahr 2000 entstand das erste optische und infrarote Interferometer-Trio.
IOTA-Direktor Wesley A. Traub, ehemals Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) und jetzt im Jet Propulsion Laboratory, bot Ragland und seinen Kollegen die Möglichkeit, mit dem Array die Grenzen der Interferometrie mit mehreren Teleskopen zu testen, und vielleicht auch Erfahren Sie etwas über das ultimative Schicksal der Sonne.
Interferometer kombinieren Licht von zwei oder mehr Teleskopen, um mehr Details zu sehen, und simulieren die Auflösung eines Teleskops, das so groß ist wie der Abstand zwischen den Teleskopen. Während Radioastronomen seit Jahren Arrays verwenden, um viel größere Teleskope zu simulieren, haben sie den Vorteil relativ langer Wellenlängen - Meter oder Zentimeter -, die es einfacher machen, gebrochene Wellenlängenunterschiede zwischen den Ankunftszeiten von Licht an getrennten Teleskopen zu erkennen. Die Interferometrie im nahen Infrarot - bei einer Wellenlänge von 1,65 Mikrometern oder etwa einem Hundertstel Millimeter wie bei Ragland - ist viel schwieriger, da die Wellenlängen fast ein Millionstel der von Radiowellen betragen.
"Bei kurzen Wellenlängen ist die Stabilität des Instruments eine große Einschränkung", sagte Ragland. "Selbst eine Vibration wird die Messung vollständig zerstören."
Die Astronomen verwendeten auch eine neue Technologie, um das Licht der drei IOTA-Teleskope zu kombinieren: einen in Frankreich entwickelten Festkörperchip mit einer Breite von einem halben Zoll, den so genannten integrierten optischen Strahlkombinierer (IONIC). Dies steht im Gegensatz zu dem typischen Interferometer, das aus vielen Spiegeln besteht, um das Licht von mehreren Teleskopen zu einem gemeinsamen Detektor zu lenken.
Raglands Hauptaugenmerk liegt auf Sternen mit niedriger bis mittlerer Masse - von drei Vierteln der Sonnenmasse bis zu der dreifachen Sonnenmasse -, wenn sie sich dem Ende ihres Lebens nähern. Dies sind Sterne, die einige Milliarden Jahre zuvor zu roten Riesen aufgestiegen sind, als sie begannen, das Helium zu verbrennen, das sich während eines Lebens der Wasserstoffverbrennung angesammelt hatte. Am Ende bestehen diese Sterne jedoch aus einem dichten Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff, der von einer Hülle umgeben ist, in der Wasserstoff in Helium und dann Helium in Kohlenstoff und Sauerstoff umgewandelt wird. In den meisten dieser Sterne wechseln sich Wasserstoff und Helium als Brennstoffe ab, wodurch sich die Helligkeit des Sterns über einen Zeitraum von 100.000 Jahren ändert, wenn sich der Brennstoff ändert. In vielen Fällen verbringen die Sterne ihre letzten 200.000 Jahre als Mira-Variable - eine Art Stern, dessen Licht über einen Zeitraum von 80 bis 1000 Tagen regelmäßig in der Helligkeit variiert. Sie sind nach dem Prototypstern im Sternbild Cetus namens Mira benannt.
"Ein Grund, warum mich das interessiert, ist, dass unsere Sonne diesen Weg in 4 Milliarden Jahren irgendwann einschlagen wird", sagte Ragland.
In dieser Zeit beginnen diese Sterne, ihre äußeren Schichten in einem „Superwind“ abzublasen, der schließlich einen weißen Zwerg im Zentrum eines expandierenden planetarischen Nebels zurücklässt. Willson modelliert die Mechanismen, durch die diese Sterne im Endstadium ihre Masse verlieren, hauptsächlich durch starke Sternwinde.
Während dieser abnehmenden Äonen pulsieren die Sterne auch in der Größenordnung von Monaten bis Jahren, da die äußeren Schichten wie ein Ablassventil nach außen rülpsen, sagte Willson. Viele dieser sogenannten asymptotischen Riesenaststerne sind Mira-Variablen, die sich regelmäßig ändern, wenn sich Moleküle bilden und einen durchscheinenden oder nahezu undurchsichtigen Kokon um den Stern herum bilden. Während gezeigt wurde, dass einige dieser Sterne nicht kreisförmig sind, sind asymmetrische Merkmale, wie z. B. fleckige Helligkeit, mit einem Interferometer mit zwei Teleskopen nicht zu erkennen, sagte Ragland.
Ragland und seine Kollegen beobachteten mit IOTA insgesamt 35 Mira-Variablen, 18 semi-reguläre Variablen und 3 unregelmäßige Variablen, alle innerhalb von etwa 1.300 Lichtjahren um die Erde, in unserer Milchstraßengalaxie. Zwölf der Mira-Variablen wiesen asymmetrische Helligkeiten auf, während nur drei der Semi-Regulars und eine der Unregelmäßigkeiten diese Uneinheitlichkeit zeigten.
Die Ursache für diese fleckige Helligkeit ist unklar, sagte Ragland. Die Modellierung von Willson hat gezeigt, dass ein Begleiter wie ein Planet in einer Umlaufbahn, die der Jupiter-Umlaufbahn in unserem eigenen System ähnelt, im Sternwind eine Spur erzeugen kann, die sich als Asymmetrie zeigt. Selbst ein näherer erdähnlicher Planet könnte eine nachweisbare Spur erzeugen, wenn der Sternwind stark genug wäre, obwohl ein Planet, der zu nahe an der erweiterten Hülle liegt, schnell nach innen gezogen und vom Stern verdampft würde.
Alternativ könnten große Mengen an Material, die aus dem Stern ausgestoßen werden, zu Wolken kondensieren, die einen Teil oder das gesamte Licht von einem Teil des Sterns blockieren.
Was auch immer die Ursache sein mag, Willson sagte: „Dies sagt uns, dass die Annahme, dass Sterne gleichmäßig hell sind, falsch ist. Möglicherweise müssen wir eine neue Generation dreidimensionaler Modelle entwickeln. “
"Diese Studie, die größte dieser Klasse von Sternen vom späten Typ, ist die erste, die zeigt, inwieweit Sterne vom späten Typ, insbesondere die Mira-Variablen und Kohlenstoffsterne, die Auswirkungen von heißen und kalten Stellen zeigen", sagte der Koautor William Danchi vom Goddard Space Flight Center der NASA. "Dies hat Auswirkungen darauf, wie wir Beobachtungen interpretieren, wenn wir Infrarotinterferometer verwenden, um nach Planeten um rote Riesen zu suchen."
Raglands Koautoren sind Traub; Jean-Pierre Berger, P. Kern und F. Malbet vom Laboratoire d'Astrophysique de Grenoble (LAOG) in Frankreich; Danchi; J. D. Monnier und E. Pedretti von der University of Michigan, Ann Arbor; Willson; N.P. Carleton, M.G. Lacasse und M. Pearlman von CfA; R. Millan-Gabet vom California Institute of Technology; F. Schloerb, M. Brewer, K. Perraut, K. Souccar und G. Wallace von der University of Massachusetts, Amherst; W. Cotton vom National Radio Astronomy Observatory in Virginia; Charles H. Townes von der University of California, Berkeley; P. Haguenauer von ALCATEL Space Industries aus Cannes, Frankreich; und P. Labeye vom Laboratoire d'Electronique de Technologie de l'Information (LETI) in Grenoble, das Teil der französischen Atomenergiekommission (CEA) ist. Der IONIC-Chip wurde gemeinsam von LAOG, dem Institut de Microélectronique, Lectromagnétisme et Photonique (IMEP) und LETI entwickelt.
Die Arbeit wurde von der NASA durch ein Michelson Postdoctoral Fellowship und von der National Science Foundation unterstützt.
Das W. M. Keck Observatorium wird als wissenschaftliche Partnerschaft zwischen dem California Institute of Technology, der University of California und der NASA betrieben. Das Observatorium wurde durch die großzügige finanzielle Unterstützung der W. Keck-Stiftung ermöglicht.
Originalquelle: Keck-Pressemitteilung
