Một nhóm các nhà thiên văn học gần đây đã sử dụng Mảng kính thiên văn quang học hồng ngoại Arizona (IOTA) gồm ba kính viễn vọng được liên kết để tương đương 4 tỷ năm trong tương lai, khi Mặt trời của chúng ta bay lên để trở thành một ngôi sao khổng lồ đỏ. Họ đã quan sát một số ngôi sao khổng lồ đỏ - số phận cuối cùng của Mặt trời của chúng ta - và phát hiện ra bề mặt của chúng bị lốm đốm và biến đổi, được bao phủ bởi những vết đen mặt trời khổng lồ.
Khi các nhà thiên văn học ngày càng liên kết hai kính viễn vọng thành giao thoa kế để tiết lộ chi tiết lớn hơn về các ngôi sao xa xôi, một nhà thiên văn học của Đài thiên văn Keck đang cho thấy sức mạnh của việc liên kết ba hoặc thậm chí nhiều kính viễn vọng với nhau.
Nhà thiên văn học Sam Ragland đã sử dụng Mảng kính viễn vọng quang học hồng ngoại Arizona (IOTA) gồm ba kính viễn vọng liên kết để thu được chi tiết chưa từng có của các ngôi sao khổng lồ đỏ cũ đại diện cho số phận cuối cùng của Mặt trời.
Đáng ngạc nhiên, anh ta phát hiện ra rằng gần một phần ba những người khổng lồ đỏ mà anh ta khảo sát không sáng đều trên khuôn mặt của họ, nhưng loang lổ, có lẽ chỉ ra những đốm lớn hoặc những đám mây tương tự như vết đen mặt trời, sóng xung kích được tạo ra bởi các phong bì xung hoặc thậm chí là các hành tinh.
Niềm tin điển hình là các ngôi sao phải là những quả bóng khí đối xứng, theo ông Ragland, một chuyên gia về giao thoa kế. Nhưng 30% những người khổng lồ đỏ này cho thấy sự bất đối xứng, có ý nghĩa cho các giai đoạn cuối của quá trình tiến hóa sao, khi các ngôi sao như Mặt trời đang tiến hóa thành tinh vân hành tinh.
Các kết quả mà Ragland và các đồng nghiệp thu được cũng chứng minh tính khả thi của việc liên kết bộ ba - hoặc thậm chí là bộ tứ hoặc sextet - của kính viễn vọng hồng ngoại để có được hình ảnh có độ phân giải cao hơn trong vùng cận hồng ngoại so với trước đây.
Với nhiều hơn hai kính viễn vọng, bạn có thể khám phá một loại khoa học hoàn toàn khác so với hai kính viễn vọng, ông nói.
Một nhà nghiên cứu lý thuyết Lee Anne Willson, một đồng tác giả của nghiên cứu và là giáo sư vật lý và thiên văn học tại Đại học bang Iowa ở Ames. Với ba kính thiên văn, bạn có thể biết không chỉ ngôi sao to như thế nào, mà còn là ngôi sao đối xứng hay không đối xứng. Với nhiều kính thiên văn hơn nữa, bạn có thể bắt đầu biến nó thành một bức tranh.
Ragland, Willson và các đồng nghiệp của họ tại các tổ chức ở Hoa Kỳ và Pháp, bao gồm cả NASA, đã báo cáo những quan sát và kết luận của họ trong một bài báo gần đây được Tạp chí Vật lý thiên văn chấp nhận.
Trớ trêu thay, mảng kính viễn vọng IOTA, hoạt động chung trên Mt. Hopkins của Đài quan sát vật lý thiên văn Smithsonian, Đại học Harvard, Đại học Massachusetts, Đại học Bang Utah và Viện Công nghệ Massachusetts Lincoln Lincoln, đã đóng cửa ngày 1 tháng 7 để tiết kiệm tiền. Giao thoa kế hai kính thiên văn ban đầu được đưa lên mạng vào năm 1993 và việc bổ sung một kính thiên văn 45 cm thứ ba vào năm 2000 đã tạo ra bộ ba giao thoa kế quang học và hồng ngoại đầu tiên.
Giám đốc IOTA Wesley A. Traub, trước đây thuộc Trung tâm Vật lý thiên văn Harvard-Smithsonian (CfA) và hiện tại Phòng thí nghiệm Động cơ phản lực, đã cho Ragland và các đồng nghiệp của mình cơ hội sử dụng mảng để kiểm tra giới hạn của giao thoa đa kính viễn vọng, và có lẽ tìm hiểu điều gì đó về số phận cuối cùng của Mặt trời.
Giao thoa kế kết hợp ánh sáng từ hai hoặc nhiều kính thiên văn để xem chi tiết hơn, mô phỏng độ phân giải của kính thiên văn lớn bằng khoảng cách giữa các kính thiên văn. Trong khi các nhà thiên văn vô tuyến đã sử dụng các mảng trong nhiều năm để mô phỏng các kính thiên văn lớn hơn nhiều, chúng có lợi thế về bước sóng tương đối dài - mét hoặc centimet - giúp dễ dàng phát hiện sự khác biệt bước sóng giữa thời gian đến của ánh sáng ở các kính thiên văn tách biệt. Thực hiện giao thoa kế trong vùng cận hồng ngoại - ở bước sóng 1,65 micron, hoặc khoảng một phần trăm milimét, như Ragland đã làm - khó hơn nhiều vì bước sóng gần bằng một phần triệu so với sóng vô tuyến.
Ở bước sóng ngắn, sự ổn định của nhạc cụ là một hạn chế lớn, ông Rag Ragland nói. Ngay cả một sự rung động sẽ phá hủy hoàn toàn phép đo.
Các nhà thiên văn học cũng sử dụng một công nghệ mới để kết hợp ánh sáng từ ba kính thiên văn IOTA: một con chip trạng thái rắn rộng nửa inch, được gọi là bộ kết hợp chùm tia quang học tích hợp (IONIC), được phát triển ở Pháp. Điều này trái ngược với giao thoa kế điển hình, bao gồm nhiều gương để hướng ánh sáng từ nhiều kính thiên văn đến một máy dò phổ biến.
Trọng tâm chính của Ragland, là các ngôi sao có khối lượng từ thấp đến trung bình - từ 3/4 khối lượng Mặt trời đến ba lần khối lượng Mặt trời - khi chúng đến gần cuối đời. Đây là những ngôi sao bay vào những người khổng lồ đỏ vài tỷ năm trước, khi họ bắt đầu đốt cháy khí heli tích lũy trong suốt cuộc đời đốt cháy hydro. Tuy nhiên, cuối cùng, những ngôi sao này bao gồm một lõi dày đặc của carbon và oxy được bao quanh bởi một lớp vỏ nơi hydro được chuyển đổi thành helium, và sau đó helium thành carbon và oxy. Trong hầu hết các ngôi sao này, hydro và heli xen kẽ làm nhiên liệu, khiến độ sáng của ngôi sao thay đổi trong khoảng thời gian 100.000 năm khi nhiên liệu thay đổi. Trong nhiều trường hợp, các ngôi sao trải qua 200.000 năm cuối cùng của chúng dưới dạng biến Mira - một loại sao có ánh sáng thay đổi thường xuyên về độ sáng trong khoảng thời gian từ 80 đến 1000 ngày. Chúng được đặt tên cho ngôi sao nguyên mẫu trong chòm sao Cetus được gọi là Mira.
Một lý do khiến tôi quan tâm đến vấn đề này là Mặt trời của chúng ta sẽ đi theo con đường này vào một lúc nào đó, 4 tỷ năm nữa, từ bây giờ, Rag Ragland nói.
Trong thời gian này, những ngôi sao này bắt đầu thổi bay các lớp bên ngoài của chúng trong một siêu gió của người Hồi giáo, mà cuối cùng sẽ để lại một sao lùn trắng ở trung tâm của một tinh vân hành tinh đang mở rộng. Willson mô hình hóa các cơ chế theo đó các ngôi sao ở giai đoạn cuối này mất khối lượng, chủ yếu là các cơn gió sao mạnh.
Trong những thời kỳ suy yếu này, các ngôi sao cũng dao động theo thứ tự từ vài tháng đến nhiều năm, vì các lớp bên ngoài ợ ra bên ngoài như một van giải phóng, Willson nói. Nhiều trong số những ngôi sao được gọi là sao khổng lồ không triệu chứng này là các biến Mira, thường thay đổi khi các phân tử hình thành và tạo ra một cái kén mờ hoặc gần như mờ đục xung quanh phần sao của thời gian. Mặc dù một số ngôi sao này đã được chứng minh là không tròn, nhưng bất kỳ tính năng bất đối xứng nào, chẳng hạn như độ sáng loang lổ, đều không thể phát hiện được bằng giao thoa kế hai kính viễn vọng, Ragland nói.
Ragland và các đồng nghiệp đã quan sát với IOTA tổng cộng 35 biến Mira, 18 biến bán định kỳ và 3 biến không đều, tất cả trong vòng khoảng 1.300 năm ánh sáng của Trái đất, trong Dải ngân hà của chúng ta. Mười hai trong số các biến Mira được chứng minh là có độ sáng không đối xứng, trong khi chỉ có ba trong số các bán điều hòa và một trong các quy tắc cho thấy sự loang lổ này.
Nguyên nhân của độ sáng loang lổ này là không rõ ràng, Ragland nói. Mô hình của Willson đã chỉ ra rằng một người bạn đồng hành, chẳng hạn như một hành tinh trên quỹ đạo tương tự quỹ đạo Sao Mộc trong hệ thống của chúng ta, có thể tạo ra một cơn gió trong sao xuất hiện dưới dạng không đối xứng. Ngay cả một hành tinh giống Trái đất gần hơn cũng có thể tạo ra một làn sóng có thể phát hiện được nếu gió sao đủ mạnh, mặc dù một hành tinh quá gần với lớp vỏ mở rộng sẽ nhanh chóng bị ngôi sao kéo vào và bốc hơi.
Ngoài ra, một lượng lớn vật chất bị trục xuất khỏi ngôi sao có thể ngưng tụ thành những đám mây chặn một số hoặc tất cả ánh sáng từ một phần của ngôi sao.
Dù nguyên nhân là gì, Willson nói, điều này đang nói với chúng ta rằng giả định rằng các ngôi sao sáng đồng đều là sai. Chúng ta có thể cần phát triển một thế hệ mô hình ba chiều mới.
Nghiên cứu này, lớn nhất từ trước đến nay của loại sao muộn này, là người đầu tiên chứng minh mức độ mà các ngôi sao loại muộn, đặc biệt là các biến Mira và sao carbon, cho thấy tác động của các điểm nóng và lạnh, đồng tác giả cho biết William Danchi thuộc Trung tâm bay không gian Goddard của NASA. Điều này có ý nghĩa đối với cách chúng ta diễn giải các quan sát khi chúng ta sử dụng giao thoa kế hồng ngoại để tìm kiếm các hành tinh xung quanh người khổng lồ đỏ.
Các đồng tác giả của Ragland là Traub; Jean-Pierre Berger, P. Kern và F. Malbet của Labouratoire d liệtAstrophysique de Grenoble (LAOG) ở Pháp; Danchi; J. D. Monnier và E. Pedretti thuộc Đại học Michigan, Ann Arbor; Willson; N. P. Carleton, M. G. Lacasse và M. Pearlman của CfA; R. Millan-G.us của Viện Công nghệ California; F. Schloerb, M. Brewer, K. Perraut, K. Souccar và G. Wallace của Đại học Massachusetts, Amherst; W. Cotton thuộc Đài quan sát thiên văn vô tuyến quốc gia ở Virginia; Charles H. Townes thuộc Đại học California, Berkeley; P. Haguenauer thuộc ALCATEL Space Industries của Cannes, Pháp; và P. Labeye của Tổ chức Lao động DỉElectronique de Technologie de l KhănIn information (LETI) ở Grenoble, một phần của Ủy ban Năng lượng Nguyên tử Pháp (CEA). Chip IONIC được phát triển bởi LAOG, Acadut de Microà © speechronique, à ‰ speechromagnà © tisme et Photonique (IMEP) và LETI.
Công trình được NASA hỗ trợ thông qua Học bổng sau tiến sĩ Michelson và Quỹ khoa học quốc gia.
Đài thiên văn W. M. Keck được vận hành như một sự hợp tác khoa học giữa Viện Công nghệ California, Đại học California và NASA. Đài quan sát đã được thực hiện nhờ sự hỗ trợ tài chính hào phóng của Quỹ W. Keck.
Nguồn gốc: Keck News phát hành
