Một mô hình chính xác về mặt khoa học của Beta Pictoris và đĩa của nó. Nhấn vào đây để phóng to
Các đĩa khí và bụi bao quanh các ngôi sao mới sinh được gọi là các đĩa nguyên sinh; nơi được cho là khu vực nơi các hành tinh cuối cùng sẽ hình thành. Các đĩa này biến mất khi các ngôi sao trưởng thành, nhưng một số ngôi sao vẫn có thể được nhìn thấy bằng một đám mây vật chất xung quanh chúng được gọi là các mảnh vụn. Một trong những thứ nổi tiếng nhất trong số này là đĩa bao quanh Beta Pictoris, nằm cách đó chỉ 60 năm ánh sáng.
Các hành tinh hình thành trong các đĩa khí và bụi bao quanh các ngôi sao mới sinh. Các đĩa như vậy được gọi là đĩa proto-hành tinh. Bụi trong các đĩa này trở thành các hành tinh đá như Trái đất và lõi bên trong của các hành tinh khí khổng lồ như Sao Thổ. Bụi này cũng là một kho chứa các yếu tố tạo thành nền tảng của sự sống.
Các đĩa proto-hành tinh biến mất khi các ngôi sao trưởng thành, nhưng nhiều ngôi sao có cái được gọi là đĩa mảnh vụn. Các nhà thiên văn học đưa ra giả thuyết rằng một khi các vật thể như tiểu hành tinh và sao chổi được sinh ra từ đĩa nguyên sinh, các va chạm giữa chúng có thể tạo ra một đĩa bụi thứ cấp.
Ví dụ nổi tiếng nhất về các đĩa bụi như vậy là một xung quanh ngôi sao sáng thứ hai trong chòm sao tượng hình, có nghĩa là họa sĩ của họa sĩ. Ngôi sao này, được biết đến với cái tên Beta Pictoris hoặc Beta Pic, là một người hàng xóm rất gần của Mặt trời, chỉ cách sáu mươi năm ánh sáng, và do đó dễ dàng nghiên cứu rất chi tiết.
Beta Pic sáng gấp đôi Mặt trời, nhưng ánh sáng từ đĩa mờ hơn nhiều. Các nhà thiên văn học Smith và Terrile là những người đầu tiên phát hiện ra ánh sáng mờ nhạt này vào năm 1984, bằng cách chặn ánh sáng từ chính ngôi sao bằng cách sử dụng một kỹ thuật gọi là coron Đoạny. Kể từ đó, nhiều nhà thiên văn học đã quan sát đĩa Beta Pic bằng cách sử dụng các thiết bị và kính viễn vọng trên mặt đất và không gian tốt hơn để hiểu chi tiết về nơi sinh của các hành tinh và do đó là sự sống.
Một nhóm các nhà thiên văn học từ Đài quan sát thiên văn quốc gia Nhật Bản, Đại học Nagoya và Đại học Hokkaido lần đầu tiên đã kết hợp một số công nghệ để thu được hình ảnh phân cực hồng ngoại của đĩa Beta Pic với độ phân giải tốt hơn và độ tương phản cao hơn bao giờ hết: kính viễn vọng khẩu độ lớn ( Kính viễn vọng Subaru, với gương chính lớn 8.2 mét), công nghệ quang học thích ứng và thiết bị chụp ảnh quang học có khả năng chụp ảnh ánh sáng với các phân cực khác nhau (Imaru coronic Imager với Thích ứng Quang học, CIAO).
Một kính viễn vọng khẩu độ lớn, đặc biệt là với chất lượng hình ảnh tuyệt vời của Subaru, cho phép nhìn thấy ánh sáng mờ ở độ phân giải cao. Công nghệ quang học thích ứng làm giảm bầu không khí Earth Trái đất hiệu ứng méo mó trên ánh sáng, cho phép quan sát độ phân giải cao hơn. Coronemonyy là một kỹ thuật để chặn ánh sáng từ một vật thể sáng như ngôi sao, để nhìn thấy các vật thể mờ hơn ở gần nó, chẳng hạn như các hành tinh và bụi bao quanh một ngôi sao. Bằng cách quan sát ánh sáng phân cực, ánh sáng phản xạ có thể được phân biệt với ánh sáng đến trực tiếp từ nguồn ban đầu của nó. Phân cực cũng chứa thông tin về kích thước, hình dạng và sự liên kết của ánh sáng phản chiếu bụi.
Với sự kết hợp các công nghệ này, nhóm nghiên cứu đã thành công trong việc quan sát Beta Pic dưới ánh sáng hồng ngoại hai micromet bước sóng ở độ phân giải 1/5 giây. Độ phân giải này tương ứng với việc có thể nhìn thấy một hạt gạo riêng lẻ từ một dặm hoặc một hạt mù tạt từ một km. Đạt được độ phân giải này thể hiện sự cải thiện rất lớn so với các quan sát phân cực so sánh trước đó từ năm 1990, chỉ có độ phân giải khoảng một giây rưỡi giây.
Các kết quả mới cho thấy mạnh mẽ rằng đĩa Beta Pic Cảnh chứa các hành tinh, tiểu hành tinh hoặc các vật thể giống như sao chổi, va chạm để tạo ra bụi phản chiếu ánh sáng sao.
Sự phân cực của ánh sáng phản xạ từ đĩa có thể tiết lộ các tính chất vật lý của đĩa như thành phần, kích thước và phân phối. Một hình ảnh của tất cả các ánh sáng bước sóng hai micromet cho thấy cấu trúc mỏng dài của đĩa nhìn thấy gần như cạnh. Sự phân cực của ánh sáng cho thấy mười phần trăm của hai micromet ánh sáng bị phân cực. Mô hình phân cực chỉ ra rằng ánh sáng là sự phản chiếu ánh sáng bắt nguồn từ ngôi sao trung tâm.
Một phân tích về cách độ sáng của đĩa thay đổi theo khoảng cách từ trung tâm cho thấy độ sáng giảm dần với một dao động nhỏ. Dao động nhẹ về độ sáng tương ứng với sự thay đổi mật độ của đĩa. Giải thích có khả năng nhất là các vùng dày đặc hơn tương ứng với nơi các hành tinh đang va chạm. Các cấu trúc tương tự đã được nhìn thấy gần hơn với ngôi sao trong các lần quan sát trước đó ở các bước sóng dài hơn bằng cách sử dụng Máy ảnh và Máy quang phổ hồng ngoại trung bình (COMICS) và các thiết bị khác.
Một phân tích tương tự về cách lượng phân cực thay đổi theo khoảng cách từ ngôi sao cho thấy sự giảm phân cực ở khoảng cách một trăm đơn vị thiên văn (một đơn vị thiên văn là khoảng cách giữa Trái đất và Mặt trời). Điều này tương ứng với một vị trí nơi độ sáng cũng giảm, cho thấy ở khoảng cách này so với ngôi sao có ít hành tinh hơn.
Khi nhóm nghiên cứu các mô hình của đĩa Beta Pic có thể giải thích cả các quan sát mới và cũ, họ phát hiện ra rằng bụi trong đĩa Beta Pic tựa lớn hơn mười lần so với các hạt bụi thông thường. Đĩa bụi Beta Pics có lẽ được làm bằng các khối bụi và băng có kích thước micromet giống như những con thỏ bụi có kích thước rất nhỏ.
Cùng với nhau, những kết quả này cung cấp bằng chứng rất mạnh mẽ rằng đĩa xung quanh Beta Pic được tạo ra do sự hình thành và va chạm của các hành tinh. Mức độ chi tiết của thông tin mới này củng cố sự hiểu biết của chúng ta về môi trường mà các hành tinh hình thành và phát triển.
Moto leather Tamura, người lãnh đạo nhóm nghiên cứu cho biết, rất ít người có thể nghiên cứu nơi sinh của các hành tinh bằng cách quan sát ánh sáng phân cực bằng kính viễn vọng lớn. Kết quả của chúng tôi cho thấy đây là một cách tiếp cận rất bổ ích. Chúng tôi dự định mở rộng nghiên cứu của mình sang các đĩa khác, để có được bức tranh toàn diện về cách bụi biến thành các hành tinh.
Những kết quả này đã được công bố vào ngày 20 tháng 4 năm 2006, ấn bản của Tạp chí Vật lý thiên văn.
Thành viên của nhóm: Moto leather Tamura, Hiroshi Suto, Lyu Abe (NAOJ), Misato Fukagawa (Đại học Nagoya, Viện Công nghệ California), Hiroshi Kimura, Tetsuo Yamamoto (Đại học Hokkaido)
Nghiên cứu này được Bộ Giáo dục, Văn hóa, Thể thao, Khoa học và Công nghệ Nhật Bản hỗ trợ thông qua một khoản tài trợ cho nghiên cứu khoa học về các lĩnh vực ưu tiên cho sự phát triển của khoa học hành tinh ngoài mặt trời.
Nguồn gốc: NAOJ News Release
