Že več kot 400 let so se astronomi, profesionalni in ljubiteljski, posebej zanimali za opazovanje zvezd Mira, razreda spremenljivih rdečih velikanov, znanih po pulzacijah, ki trajajo 80-1000 dni in povzročijo, da se njihova navidezna svetlost spreminja za desetkrat ali več med ciklom.
Mednarodna ekipa astronomov pod vodstvom Guya Perrina iz pariškega observatorija / LESIA (Meudon, Francija) in Stephena Ridgwayja iz Nacionalnega optičnega astronomskega observatorija (Tucson, Arizona, ZDA) je uporabila interferometrične tehnike za opazovanje bližnjih okolij petih zvezd Mira, in presenečeni so ugotovili, da zvezde obdaja skoraj prosojna lupina vodne pare in morda ogljikov monoksid in druge molekule. Ta lupina daje zvezdam navidezno veliko navidezno velikost. Z prodiranjem skozi to plast s kombinirano svetlobo več teleskopov je ekipa ugotovila, da so Mira zvezde verjetno le polovico večje, kot so prej verjeli.
"To odkritje odpravlja hude neskladnosti med opazovanji velikosti Mira zvezd in modeli, ki opisujejo njihovo sestavo in pulzacije, ki jih je zdaj mogoče videti, da se med seboj na splošno strinjajo?" Ridgway razloži. "Revidirana slika je, da so Mira zvezde zelo svetleče, vendar relativno normalne zvezde asimptotičnega orjaškega veja, vendar imajo resonančno pulzacijo, ki poganja njihovo veliko spremenljivost."
Zvezde Mira so še posebej zanimive, saj so po velikosti podobne Soncu in so v pozni fazi iste evolucijske poti, ki jo bodo doživele vse zvezde sončne mase, vključno s Soncem. Zato te zvezde prikazujejo usodo našega Sonca čez pet milijard let. Če bi se takšna zvezda, vključno z okoliško lupino, nahajala na Sončevem položaju v našem osončju, bi se njegova hlapna lupina razširila onstran Marsove orbite.
Čeprav so v resnici zelo velikega premera (do nekaj sto sončnih polmerov), so rdeče orjaške zvezde na zemlji podobne brezčutnim človeškim očem in tudi največji teleskopi ne ločijo njihovih površin. Ta izziv je mogoče premagati s kombiniranjem signalov iz ločenih teleskopov s tehniko, imenovano astronomska interferometrija, ki omogoča proučevanje zelo majhnih podrobnosti v bližnji okolici zvezd Mira. Na koncu lahko slike opazovanih zvezd rekonstruiramo.
Mira zvezde so poimenovane po prvem takem znanem predmetu, Mira (ali Omicron Ceti). Možna razlaga njihove pomembne spremenljivosti je, da se med vsakim ciklom proizvajajo velike količine materiala, vključno s prahom in molekulami. Ta material blokira večji del zvezdnega sevanja, dokler material ne postane razredčen s širitvijo. Tesno okolje zvezd Mira je zato zelo zapleteno, značilnosti osrednjega objekta pa je težko opaziti.
Za preučevanje bližnjega okolja teh zvezd je skupina pod vodstvom Perrina in Ridgwayja opravila opažanja na infrardeči-optični teleskopski matriki (IOTA) Smithsonian Astrophysical Observatory v Arizoni. IOTA je zvezdni interferometer Michelson z dvema rokama, ki tvorita niz v obliki črke L. Deluje s tremi kolektorji, ki se lahko nahajajo na različnih postajah na vsaki roki. V tej študiji so bila opazovanja izvedena pri več valovnih dolžinah z uporabo različnih razmikov teleskopa v razponu od 10 do 38 metrov.
Iz teh opazovanj je ekipi uspelo rekonstruirati variacijo zvezdne svetlosti po površini vsake zvezde. Zaznamo lahko podrobnosti do približno 10 mili-sekundnih sekund. Za primerjavo, na Lunovi razdalji bi to ustrezalo temu, da bi videli lastnosti, velike do 20 metrov.
Opazovanja so bila izvedena pri skoraj infrardečih valovnih dolžinah, ki so še posebej pomembne za preučevanje vodne pare in ogljikovega monoksida. Vloga teh molekul je pred leti posumila v ekipo, neodvisno pa so jo potrdili z opazovanji z infrardečim opazovalnikom vesolja. Nova opažanja z uporabo IOTA jasno kažejo, da Mira Mira obdaja molekularna plast vodne pare in vsaj v nekaterih primerih ogljikov monoksid. Ta plast ima temperaturo približno 2000 K in se razteza na približno en zvezdni polmer nad zvezdno fotosfero ali približno 50 odstotkov opazovanega premera Mira Mira v vzorcu.
Prejšnje interferometrične študije zvezd Mira so privedle do ocen premerov zvezd, ki so bile odvisne od prisotnosti molekulske plasti in so bile zato precenjene. Ta novi rezultat kaže, da so zvezde Mira približno za polovico večje, kot so prej verjeli.
Nova opažanja, ki jih je predstavila skupina, se razlagajo v okviru modela, ki premošča vrzel med opazovanji in teorijo. Prostor med zvezdino površino in molekularno plastjo zelo verjetno vsebuje plin, kot atmosfera, vendar je pri opazovanih valovnih dolžinah razmeroma pregleden. V vidni svetlobi je molekularna plast precej neprozorna, kar daje vtis, da gre za površino, v infrardeči pa je tanek in skozi njega se lahko vidi zvezda.
Ta model je prvi, ki je razložil strukturo Mira Mira v širokem območju spektralnih valovnih dolžin od vidne do srednje infrardeče in je skladen s teoretičnimi lastnostmi njihovega pulziranja. Vendar je prisotnost plasti molekul daleč nad zvezdano površino še vedno nekoliko skrivnostna. Plast je previsoka in gosta, da bi jo lahko podpirali zgolj atmosferski tlak. Pulsacije zvezde verjetno igrajo vlogo pri ustvarjanju molekularne plasti, vendar mehanizem še ni razumljen.
Ker Mira zvezde predstavljajo pozno evolucijsko stopnjo soncem podobnih zvezd, bo zelo zanimivo opisati procese, ki se dogajajo v njih in okoli njih, kot napovedovanje pričakovane usode Sonca v daljni prihodnosti. Zvezde Mira izpuščajo velike količine plina in prahu v vesolje, običajno približno tretjino Zemljine mase na leto, kar zagotavlja več kot 75 odstotkov molekul v galaksiji. Ogljik, dušik, kisik in drugi elementi, ki jih izdelujemo, so večinoma nastali v notranjosti takšnih zvezd (težji elementi prihajajo iz supernov), nato pa se s to masno izgubo vrnejo v vesolje, da postanejo del novih zvezd in planetov . Tehnika zorenja interferometrije razkriva podrobnosti atmosfere Mira in znanstvenikom približa opazovanje in razumevanje proizvodnje in izmetov molekul in prahu, ko te zvezde reciklirajo svojo vsebino v astronomskem merilu.
Papir? Razkrivanje Mira zvezd za molekulami: potrditev modela molekularne plasti z ozkim pasom blizu infrardeče interferometrije,? avtorjev Perrin in sod., bo prikazan v prihodnji številki revije Astronomy & Astrophysics.
Izvirni vir: NoAO News Release
