400 년 넘게 천문학 자들은 프로와 아마추어 모두 80-1,000 일 동안 지속되고 맥박이 10 배나 변하는 맥동으로 유명한 변덕스러운 붉은 거인 인 미라 스타를 관찰하는데 특별한 관심을 가졌습니다. 사이클 중 이상.
파리 천문대 / 레시아 (프랑스 파리)의 가이 퍼린 (Guy Perrin)과 미국 광학 애 스트로 노미 천문대 (미국 애리조나 투손)의 스티븐 리지 웨이 (Stephen Ridgway)가 이끄는 국제 천문학 자 팀은 간섭 측정 기법을 사용하여 5 개의 미라 스타의 주변 환경을 관찰했습니다. 별들이 거의 투명한 수증기 껍질, 일산화탄소 및 기타 분자로 둘러싸여 있다는 사실에 놀랐습니다. 이 껍질은 별에 현혹 적으로 큰 겉보기 크기를 제공합니다. 이 팀은 여러 망원경의 결합 된 빛을 사용하여이 층을 통과함으로써 Mira 별이 이전에 생각한 것의 절반에 불과하다는 것을 발견했습니다.
“이 발견은 미라 스타의 크기에 대한 관측치와 그 구성과 맥동을 설명하는 모델 사이의 불일치 문제를 해결합니다. Ridgway가 설명합니다. 수정 된 그림은 미라 스타는 점근 적 거대 가지의 매우 밝지 만 상대적으로 정상적인 별이지만 큰 변동성을 일으키는 공명 맥동을 가지고 있다는 것입니다.
미라 스타는 태양과 크기가 비슷하기 때문에 특히 흥미롭고, 태양을 포함한 모든 태양계 별이 경험할 수있는 것과 동일한 진화 경로의 후기 단계를 겪고 있습니다. 그러므로이 별들은 지금부터 50 억 년 동안의 태양의 운명을 보여줍니다. 만약 주변의 껍질을 포함한 그러한 별이 우리 태양계의 태양 위치에 있다면, 그 증기의 껍질은 화성 궤도를 넘어 확장 될 것이다.
지름이 매우 크지 만 (최대 수백 개의 태양 반경), 붉은 거대 별은 지구의 육안으로 보는 것과 비슷하며, 가장 큰 망원경조차도 표면을 구별하지 못합니다. 이 문제는 천문학적 간섭 법이라는 기술을 사용하여 별도의 망원경에서 나온 신호를 결합하여 Mira 별 주변에서 매우 작은 세부 사항을 연구 할 수있게함으로써 극복 할 수 있습니다. 궁극적으로 관측 된 별의 이미지를 재구성 할 수 있습니다.
미라 스타의 이름은 미라 (혹은 오 미크론 세티)라고 알려져 있습니다. 중요한 변동성에 대한 한 가지 가능한 설명은 먼지와 분자를 포함하여 많은 양의 재료가 각주기 동안 생성된다는 것입니다. 이 물질은 팽창에 의해 물질이 희석 될 때까지 나가는 별 방사능의 대부분을 차단합니다. 따라서 Mira 별의 가까운 환경은 매우 복잡하며 중심 물체의 특성을 관찰하기가 어렵습니다.
이 별들의 가까운 환경을 연구하기 위해 Perrin과 Ridgway가 이끄는 팀은 애리조나에있는 스미스 소니 언 천체 물리 관측소의 적외선 광학 망원경 어레이 (IOTA)에서 관측을 수행했습니다. IOTA는 Michelson 스텔라 간섭계이며 두 개의 암이 L 자형 배열을 형성합니다. 각 암의 다른 스테이션에 위치 할 수있는 3 개의 수집기로 작동합니다. 본 연구에서는 10 ~ 38 미터 범위의 서로 다른 망원경 간격을 사용하여 몇 가지 파장에서 관찰했다.
이러한 관찰로부터, 팀은 각 별의 표면에 걸친 별의 밝기 변화를 재구성 할 수있었습니다. 약 10 밀리 초까지의 세부 사항을 탐지 할 수 있습니다. 비교하면 Moon? s 거리에서 이는 크기가 20 미터에 이르는 지형지 물을 보는 것과 일치합니다.
수증기 및 일산화탄소의 연구에 특히 관심있는 근적외선 파장에서 관찰 하였다. 이 분자들의 역할은 몇 년 전에 팀에 의해 의심되었으며 적외선 우주 관측소의 관찰에 의해 독립적으로 확인되었습니다. IOTA를 사용한 새로운 관측은 Mira 별이 수증기와 적어도 일부 경우 일산화탄소의 분자 층으로 둘러싸여 있음을 분명히 보여줍니다. 이 층은 약 2,000K의 온도를 가지며 항성 광구 위의 약 하나의 항성 반경 또는 시료에서 관찰 된 Mira 별 관측 직경의 약 50 %까지 확장됩니다.
Mira 별에 대한 이전의 간섭계 연구는 분자 층의 존재에 의해 치우쳐 져서 너무 과대 평가 된 별 직경의 추정을 이끌어 냈다. 이 새로운 결과는 Mira 별이 이전에 믿었던 것의 절반 정도임을 나타냅니다.
팀이 제시 한 새로운 관측은 관측과 이론 사이의 간격을 메우는 모델의 틀에서 해석됩니다. 별 표면과 분자 층 사이의 공간은 대기와 같은 기체를 함유 할 가능성이 높지만 관측 된 파장에서는 비교적 투명합니다. 가시 광선에서 분자 층은 다소 불투명하여 표면 인 것처럼 보이지만 적외선에서는 얇고 별을 통해 별을 볼 수 있습니다.
이 모델은 가시 광선에서 중 적외선까지 광범위한 스펙트럼 파장에 걸쳐 Mira 별의 구조를 설명하고 맥동의 이론적 특성과 일치하는 최초의 모델입니다. 그러나, 항성 표면보다 훨씬 위에있는 분자 층의 존재는 여전히 다소 신비적이다. 층이 너무 높고 밀도가 높아서 대기압에 의해 순전히지지 될 수 없습니다. 별의 맥동은 아마도 분자 층을 생성하는데 중요한 역할을하지만, 그 메커니즘은 아직 이해되지 않았다.
미라 스타 (Mira stars)는 태양과 같은 별의 늦은 진화 단계를 나타내므로, 먼 미래에 태양이 예상하는 운명을 예표하는 것으로서, 그 주변에서 발생하는 과정을 더 잘 묘사하는 것은 매우 흥미로울 것입니다. 미라 스타는 일반적으로 연간 약 3 분의 1의 지구 질량으로 많은 양의 가스와 먼지를 우주로 방출하여 은하 분자의 75 % 이상을 제공합니다. 우리가 만든 탄소, 질소, 산소 및 기타 원소는 주로 그러한 별의 내부에서 생산되었으며 (초신성에서 오는 더 무거운 원소가있는) 새로운 질량과 별을 통해 우주로 돌아와 새로운 별과 행성의 일부가되었습니다. . 간섭계의 성숙 기술은 미라 대기의 세부 사항을 밝혀 내고 있으며, 과학자들이 분자와 먼지의 생성과 방출을 관찰하고 이해하는 데 가까이 접근하게하는데,이 별들은 천문학적 규모로 내용물을 반동합니다.
논문“분자 뒤에 미라 스타 공개 : 좁은 대역 근적외선 간섭계로 분자 층 모델의 확인? Perrin et al.은 저널 천문학 및 천체 물리학의 다음 호에 실릴 것이다.
원본 출처 : NOAO 뉴스 릴리스
