استخدم فريق من علماء الفلك مؤخرًا مصفوفة تلسكوب بصري بالأشعة تحت الحمراء في ولاية أريزونا (IOTA) من ثلاثة مقاريب مرتبطة لربط 4 مليارات سنة في المستقبل ، عندما تصل بالونات شمسنا لتصبح نجمة حمراء عملاقة. لاحظوا العديد من النجوم العملاقة الحمراء - المصير النهائي لشمسنا - واكتشفوا أن أسطحها مرقشة ومتنوعة ومغطاة ببقع شمس هائلة.
نظرًا لربط الفلكين بشكل متزايد بين مقرابين كمقاييس تداخل للكشف عن تفاصيل أكبر عن النجوم البعيدة ، يُظهر فلكي مرصد Keck قوة ربط ثلاثة أو أكثر من المقاريب معًا.
استخدم الفلكي سام راجلاند مصفوفة تلسكوب بصري بالأشعة تحت الحمراء في ولاية أريزونا (IOTA) من ثلاثة مقاريب مرتبطة للحصول على تفاصيل غير مسبوقة للنجوم العملاقة الحمراء القديمة التي تمثل مصير الشمس النهائي.
والمثير للدهشة ، أنه وجد أن ما يقرب من ثلث العمالقة الحمراء الذين قاموا بمسحهم لم يكونوا ساطعين بشكل موحد على وجوههم ، ولكنهم كانوا غير مكتملين ، ربما يشيرون إلى بقع كبيرة أو غيوم مشابهة لبقع الشمس ، أو موجات صدمة ناتجة عن المغلفات النابضة ، أو حتى الكواكب.
قال راغلاند ، أخصائي مقياس التداخل: "الاعتقاد السائد هو أن النجوم يجب أن تكون كرات غاز متماثلة". "لكن 30 في المائة من هؤلاء العمالقة الأحمر أظهروا عدم تناسق ، والذي له آثار على المراحل الأخيرة من التطور النجمي ، عندما تتطور النجوم مثل الشمس إلى سدم كوكبية".
النتائج التي حصل عليها راجلاند وزملاؤه تثبت أيضًا جدوى ربط ثلاثي - أو حتى خماسي أو سداسي - من مقاريب الأشعة تحت الحمراء للحصول على صور عالية الدقة في الأشعة تحت الحمراء القريبة مما كان ممكنًا من قبل.
وقال: "باستخدام أكثر من مقرابين ، يمكنك استكشاف نوع مختلف تمامًا من العلوم مما يمكن القيام به باستخدام مقرابين".
أضاف المنظر لي آن ويلسون ، أحد مؤلفي الدراسة وأستاذ الفيزياء وعلم الفلك في جامعة ولاية أيوا في أميس ، "إنها خطوة كبيرة للانتقال من مقرابين إلى ثلاثة". "باستخدام ثلاثة مقاريب ، لا يمكنك معرفة حجم النجم فحسب ، ولكن أيضًا ما إذا كان متماثلًا أو غير متماثل. مع المزيد من التلسكوبات ، يمكنك البدء في تحويل ذلك إلى صورة. "
أبلغ راجلاند وويلسون وزملاؤهم في مؤسسات في الولايات المتحدة وفرنسا ، بما في ذلك وكالة ناسا ، عن ملاحظاتهم واستنتاجاتهم في ورقة قبلتها مجلة الفيزياء الفلكية مؤخرًا.
ومن المفارقات ، أن مصفوفة التلسكوب IOTA ، تعمل بشكل مشترك على جبل. تم إغلاق هوبكنز من قبل مرصد سميثسونيان للفيزياء الفلكية ، جامعة هارفارد ، وجامعة ماساتشوستس ، وجامعة وايومنغ ، ومعهد لينكولن لمعهد ماساتشوستس للتكنولوجيا ، في الأول من يوليو لتوفير المال. بدأ مقياس التداخل الأولي ثنائي التلسكوب على الإنترنت في عام 1993 ، وأدت إضافة تلسكوب ثالث مقاس 45 سم في عام 2000 إلى إنشاء أول مقياس تداخل بصري وأشعة تحت الحمراء.
قدم مدير IOTA Wesley A. Traub ، سابقًا بمركز هارفارد سميثسونيان للفيزياء الفلكية (CfA) والآن في مختبر الدفع النفاث ، عرضًا على Ragland وزملائه الفرصة لاستخدام الصفيف لاختبار حدود قياس التداخل متعدد التلسكوبات ، وربما تعلم شيئًا عن مصير الشمس النهائي.
تجمع مقاييس التداخل الضوء من اثنين أو أكثر من التلسكوبات لرؤية المزيد من التفاصيل ، تحاكي دقة تلسكوب كبير مثل المسافة بين التلسكوبات. في حين أن علماء الفلك الراديوي استخدموا المصفوفات لسنوات لمحاكاة التلسكوبات الأكبر بكثير ، إلا أنهم يتمتعون بميزة الأطوال الموجية الطويلة نسبيًا - أمتار أو سنتيمترات - مما يجعل من السهل اكتشاف اختلافات الطول الموجي الجزئي بين أوقات وصول الضوء في التلسكوبات المنفصلة. إن قياس التداخل في الأشعة تحت الحمراء القريبة - على طول موجة يبلغ 1.65 ميكرون ، أو حوالي مائة من المليمتر ، كما فعلت راجلاند - أصعب بكثير لأن الأطوال الموجية تقارب المليون من الموجات الراديوية.
قال راجلاند: "في الأطوال الموجية القصيرة ، يمثل استقرار الأداة عائقًا كبيرًا". "حتى الاهتزاز سيدمر القياس تمامًا."
استخدم الفلكيون أيضًا تقنية جديدة لدمج الضوء من مقاريب IOTA الثلاثة: شريحة الحالة الصلبة العريضة مقاس نصف بوصة ، والتي تدعى دمج شعاع البصريات المتكاملة (IONIC) ، التي تم تطويرها في فرنسا. هذا يتناقض مع مقياس التداخل النموذجي ، والذي يتكون من العديد من المرايا لتوجيه الضوء من مقاريب متعددة إلى كاشف مشترك.
ينصب تركيز راجلاند الرئيسي على نجوم ذات كتلة منخفضة إلى متوسطة - تتراوح من ثلاثة أرباع كتلة الشمس إلى ثلاثة أضعاف كتلة الشمس - عندما يقتربون من نهاية حياتهم. هذه هي النجوم التي تضخمت في عمالقة حمراء قبل عدة مليارات من السنين ، عندما بدأوا في حرق الهيليوم الذي تراكم خلال عمر حرق الهيدروجين. في النهاية ، على الرغم من ذلك ، تتكون هذه النجوم من نواة كثيفة من الكربون والأكسجين محاطة بقشرة حيث يتم تحويل الهيدروجين إلى الهيليوم ، ثم الهيليوم إلى كربون وأكسجين. في معظم هذه النجوم ، يتناوب الهيدروجين والهيليوم كوقود ، مما يتسبب في تغير سطوع النجم على مدى 100000 عام مع تغير الوقود. في كثير من الحالات ، تقضي النجوم 200،000 سنة الأخيرة كمتغير Mira - وهو نوع من النجوم يتغير ضوءه بانتظام في السطوع على مدى 80 إلى 1000 يومًا. تم تسميتهم لنجم النموذج الأولي في كوكبة Cetus المعروفة باسم Mira.
وقال راجلاند "أحد أسباب اهتمامي بهذا هو أن شمسنا ستتبع هذا المسار في مرحلة ما ، بعد 4 مليارات سنة من الآن".
خلال هذه الفترة ، تبدأ هذه النجوم بتفجير طبقاتها الخارجية في "رياح عظمى" ، والتي ستترك في النهاية وراءها قزمًا أبيضًا في مركز سديم كوكبي آخذ في الاتساع. ويلسون يصمم الآليات التي تفقد بها نجوم المرحلة النهائية كتلتها ، في المقام الأول على الرغم من الرياح النجمية القوية.
وقال ويلسون أنه خلال هذه الدهور المتضائلة ، تنبض النجوم أيضًا بترتيب من شهور إلى سنوات ، حيث تتجعد الطبقات الخارجية إلى الخارج مثل صمام إطلاق. العديد من هذه النجوم الفرعونية العملاقة المقاربة هي متغيرات ميرا ، والتي تختلف بشكل منتظم مع تشكل الجزيئات وخلق شرنقة شفافة أو شبه شفافة حول جزء النجم من ذلك الوقت. وقال راجلاند إنه في حين ثبت أن بعض هذه النجوم غير دائرية ، فإن أي ميزات غير متماثلة ، مثل السطوع غير المنتظم ، من المستحيل اكتشافها باستخدام مقياس التداخل ثنائي المقراب.
لاحظ راجلاند وزملاؤه مع IOTA ما مجموعه 35 متغيرًا من Mira ، و 18 متغيرًا شبه منتظم و 3 متغيرات غير منتظمة ، وكل ذلك في غضون 1300 سنة ضوئية من الأرض ، في مجرتنا درب التبانة. ثبت أن اثني عشر من متغيرات Mira لديها سطوع غير متماثل ، في حين أظهر ثلاثة فقط من الأنظمة شبه النظامية وواحد من غير النظاميين هذا البقع.
وقال راجلاند إن سبب هذا السطوع غير المنتظم غير واضح. أظهرت النمذجة التي قدمها ويلسون أن رفيقًا ، مثل كوكب في مدار مشابه لمدار المشتري في نظامنا ، يمكن أن يولد يقظًا في الريح النجمية التي قد تظهر على أنها غير متماثل. حتى الكوكب الأقرب الذي يشبه الأرض يمكن أن يولد أعقابًا يمكن اكتشافه إذا كانت الرياح النجمية قوية بما يكفي ، على الرغم من أن الكوكب القريب جدًا من الغلاف الموسع سيتم سحبه بسرعة إلى الداخل وتبخيره بواسطة النجم.
بدلاً من ذلك ، يمكن أن تتكثف كميات كبيرة من المواد المطاردة من النجم في السحب التي تمنع بعض أو كل الضوء من جزء من النجم.
قال ويلسون ، "مهما كان السبب ، فإن هذا يخبرنا أن افتراض أن النجوم ساطعة بشكل موحد خطأ. قد نحتاج إلى تطوير جيل جديد من النماذج ثلاثية الأبعاد ".
قال المؤلف المشارك: "هذه الدراسة ، وهي الأكبر على الإطلاق من هذه الفئة من النجوم المتأخرة ، هي الأولى التي تُظهر الدرجة التي تُظهر بها النجوم المتأخرة ، وخاصة متغيرات ميرا ونجوم الكربون ، آثار البقع الساخنة والباردة". وليام دانشي من مركز ناسا جودارد لرحلات الفضاء. "هذا له آثار على كيفية تفسير الملاحظات عندما نستخدم مقاييس التداخل بالأشعة تحت الحمراء للبحث عن الكواكب حول عمالقة حمراء."
مؤلفي راجلاند هم Traub ؛ جان بيير بيرغر ، ب. كيرن ، و ف. مالبت من مختبر الطبيعة الفلكي في غرونوبل (LAOG) في فرنسا ؛ دانشي. جيه دي مونير وإي بيدريتي من جامعة ميشيغان ، آن أربور ؛ ويلسون. N. P. Carleton ، M. G. Lacasse and M. Pearlman of CfA ؛ R. Millan-Gabet من معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا ؛ F. Schloerb، M. Brewer، K. Perraut، K. Souccar and G. Wallace of University of Massachusetts، Amherst؛ دبليو كوتون من المرصد الوطني لعلم الفلك الراديوي في فرجينيا ؛ تشارلز هـ. تاونز من جامعة كاليفورنيا ، بيركلي ؛ هاجوينور من شركة ALCATEL Space Industries في كان ، فرنسا ؛ و P. Labeye من Laboratoire d’Electronique de Technolie de l’Information (LETI) في Grenoble ، وهي جزء من لجنة الطاقة الذرية الفرنسية (CEA). تم تطوير شريحة IONIC بشكل مشترك من قبل LAOG ومعهد المحاضرات الدقيقة و ‰ ‰ lectromagnà tisme et Photonique (IMEP) و LETI.
تم دعم العمل من قبل وكالة ناسا من خلال زمالة ميشيلسون ما بعد الدكتوراة ومؤسسة العلوم الوطنية.
يعمل مرصد W.M Keck كشراكة علمية بين معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا وجامعة كاليفورنيا ووكالة ناسا. المرصد أصبح ممكنا بفضل الدعم المالي السخي من مؤسسة دبليو كيك.
المصدر الأصلي: Keck News Release
