한 천문학 자 팀은 최근 3 개의 연결된 망원경으로 구성된 Arizona의 IRTA (Infrared-Optical Telescope Array)를 사용하여 태양이 빨간 거대 별이 될 때까지 40 억 년을 미래에 피어링했습니다. 그들은 태양의 궁극적 인 운명 인 몇 개의 붉은 거인 별을 관찰하고 표면이 얼룩덜룩하고 다양하며 거대한 흑점으로 덮여 있음을 발견했습니다.
천문학 자들이 두 개의 망원경을 간섭계로 연결하여 먼 별의 세부 사항을 더 많이 밝힐 때, Keck Observatory 천문학자는 3 개 이상의 망원경을 서로 연결하는 힘을 보여주고 있습니다.
천문학 자 샘 래글 랜드 (Sam Ragland)는 세 개의 연결된 망원경으로 구성된 애리조나의 적외선 광학 망원경 어레이 (IOTA)를 사용하여 태양의 최종 운명을 나타내는 오래된 붉은 거대 별의 전례없는 세부 사항을 얻었습니다.
놀랍게도, 그가 조사한 붉은 거인의 거의 3 분의 1이 얼굴 전체에 균일하게 밝지 않았지만, 반점이 있거나, 태양 흑점과 유사한 큰 반점이나 구름, 맥동하는 봉투에 의해 생성 된 충격파, 또는 심지어 행성을 나타내는 것일 수 있습니다.
간섭계 전문가 인 래글 랜드 (Ragland)는“일반적인 생각은 별들이 대칭적인 가스 볼이어야한다는 것이다. 그러나이 붉은 거인들 중 30 %는 비대칭 성을 보 였는데, 이는 태양과 같은 별들이 행성상 성운으로 진화 할 때 항성의 진화의 마지막 단계에 영향을 미쳤습니다.”
Ragland와 그의 동료들에 의해 얻어진 결과는 또한 적외선 망원경의 트리오 (또는 5 중주 또는 6 중주)를 연결하여 이전보다 가능한 근적외선에서 고해상도 이미지를 얻을 수 있음을 증명합니다.
그는“두 대 이상의 망원경으로 두 대의 망원경으로 할 수있는 것과는 완전히 다른 종류의 과학을 탐구 할 수있다”고 말했다.
Ames에있는 아이오와 주립대 (Iowa State University)의 물리 및 천문학 교수 인 리 앤 윌슨 (Anne Willson)은“두 망원경에서 세 망원경으로가는 것은 큰 걸음이다. “3 대의 망원경으로 별의 크기뿐만 아니라 대칭인지 비대칭인지 알 수 있습니다. 더 많은 망원경으로 사진을 찍을 수 있습니다.”
NASA를 포함한 미국과 프랑스 기관의 Ragland, Willson 및 그들의 동료들은 최근에 The Astrophysical Journal에 의해 승인 된 논문에서 그들의 관찰과 결론을보고했습니다.
아이러니하게도 IOTA 망원경 배열은 Mt. 스미스 소니 언 천체 물리 관측소, 하버드 대학교, 매사추세츠 대학교, 와이오밍 대학교 및 매사추세츠 공과 대학 링컨 연구소의 홉킨스는 7 월 1 일 문을 닫아 돈을 절약했습니다. 최초의 2 망간 간섭계는 1993 년에 온라인으로 출시되었으며 2000 년에 3 번째 45 센티미터 망원경을 추가하여 최초의 광학 및 적외선 간섭계 트리오를 만들었습니다.
IOf의 웨슬리 A. 트라 우브 (이전 하버드 스미소니언 천문학 센터 (CfA) 센터)와 제트 추진 연구소 (Jet Propulsion Laboratory)에서 Ragland와 그의 동료들은이 어레이를 사용하여 다중 망원경 간섭계의 한계를 테스트 할 수있는 기회를 제공했습니다. 태양의 궁극적 운명에 대해 배웁니다.
간섭계는 두 개 이상의 망원경의 빛을 결합하여 더 자세하게 볼 수 있으며 망원경 간의 거리만큼 망원경의 해상도를 시뮬레이션합니다. 전파 천문학 자들은 훨씬 더 큰 망원경을 시뮬레이션하기 위해 수년 동안 어레이를 사용해 왔지만, 상대적으로 긴 파장 (미터 또는 센티미터)의 장점을 가지므로 분리 된 망원경에서 빛의 도달 시간 사이의 분수 파장 차이를보다 쉽게 감지 할 수 있습니다. Ragland처럼 파장 1.65 미크론 또는 약 100 분의 1 밀리미터 인 근적외선에서 간섭 측정을하는 것은 파장이 전파의 거의 백만 분의 1이기 때문에 훨씬 더 어렵다.
Ragland는“단파장에서는 계측기의 안정성이 주요 제약 조건입니다. "진동조차도 측정을 완전히 파괴합니다."
천문학 자들은 또한 3 가지 IOTA 망원경의 빛을 결합하기 위해 새로운 기술을 사용했습니다. 프랑스에서 개발 된 통합 광학 빔 결합기 (IONIC)라고 불리는 0.5 인치 폭의 고체 칩. 이는 여러 망원경으로 구성된 빛을 일반적인 탐지기로 보내기 위해 많은 거울로 구성된 일반적인 간섭계와 대조됩니다.
라글란 드의 주요 초점은 태양의 4 분의 3에서 태양의 3 배에 이르는 저중-중 질량 별들이 삶의 끝에 다가 갈 때입니다. 이들은 수십억 년 전에 붉은 거인으로 떠오른 별들인데, 그들은 평생 수소 연소 중에 축적 된 헬륨을 태우기 시작했습니다. 그러나 결국이 별들은 수소가 헬륨으로 변환 된 다음, 헬륨이 탄소와 산소로 변환되는 껍질로 둘러싸인 조밀 한 탄소와 산소로 구성됩니다. 이 별들 대부분에서, 수소와 헬륨은 연료로 번갈아 가며, 연료의 변화에 따라 별의 밝기가 100,000 년에 걸쳐 변합니다. 많은 경우에, 별은 마지막 20 만 년을 Mira 변수로 사용하는데, 80-1000 일 동안 빛의 밝기가 규칙적으로 변하는 별의 한 종류입니다. 그들은 Mira라고 알려진 Cetus의 별자리에서 프로토 타입 스타의 이름을 따서 명명되었습니다.
래글 랜드는“내가 관심을 갖는 한 가지 이유는 지금 태양이 40 억 년이 지난 지금이 길을 가고 있기 때문”이라고 말했다.
이시기에이 별들은“초풍”에서 바깥층을 날려 가기 시작하는데,이 행성은 팽창하는 행성상 성운의 중앙에 백색 왜성 뒤에 남을 것입니다. 윌슨 (Wilson)은이 마지막 단계의 별들이 주로 강한 별들의 바람을 통해 질량을 잃는 메커니즘을 모델링합니다.
윌슨은 이처럼 쇠약 해지면서 별이 바깥쪽으로 풀려나 가면서 별이 몇 달에서 몇 년 정도 맥동한다고 말했다. 이러한 소위 점근 적 거대 가지 별의 대부분은 미라 변수로, 분자가 형성 될 때 규칙적으로 변하며 별 부분 주위에 반투명하거나 거의 불투명 한 누에 고치를 생성합니다. 이 별들 중 일부는 원형이 아닌 것으로 나타 났지만, 패치 밝기와 같은 비대칭 적 특징은 2 망원경 간섭계로는 감지 할 수 없다고 Ragland는 말했다.
Ragland와 그의 동료들은 우리 은하계에서 지구의 약 1,300 광년 이내에 총 35 개의 Mira 변수, 18 개의 반 정규 변수 및 3 개의 불규칙 변수를 IOTA로 관찰했습니다. Mira 변수 중 12 개는 비대칭 밝기를 갖는 반면 반 정규식 중 3 개와 불규칙 형 중 하나만이 패치 성을 나타 냈습니다.
Ragland는이 고르지 못한 밝기의 원인은 불분명하다고 말했다. 윌슨 (Willson)의 모델링에 따르면, 우리 시스템에서 목성의 궤도와 비슷한 궤도에있는 행성과 같은 동반자는 비대칭으로 나타나는 항성풍에서 깨어날 수 있음을 보여주었습니다. 별 모양의 바람이 충분히 강하면 지구와 더 가까운 지구조차도 감지 할 수있는 깨우기를 생성 할 수 있지만, 확장 된 외피에 너무 가까운 행성은 빠르게 안쪽으로 끌려와 별에 의해 기화 될 수 있습니다.
대안 적으로, 별에서 방출 된 많은 양의 물질은 구름으로 응축되어 별의 일부에서 빛의 일부 또는 전부를 차단할 수 있습니다.
원인이 무엇이든 윌슨은“이것은 별들이 균일하게 밝다는 가정이 잘못되었다고 우리에게 말하고 있습니다. 새로운 세대의 3 차원 모델을 개발해야 할 수도 있습니다.”
“이번 연구는이 유형의 후기형 별 중에서 가장 큰 규모 인이 연구는 후기형 별, 특히 Mira 변수와 탄소 별이 핫스팟과 콜드 스팟의 영향을 나타내는 정도를 가장 먼저 보여주는 것입니다. NASA 고다드 우주 비행 센터의 윌리엄 단치. "이것은 적외선 간섭계를 사용하여 붉은 거인 주변의 행성을 검색 할 때 관측 값을 해석하는 방법에 영향을 미칩니다."
Ragland의 공동 저자는 Traub입니다. 프랑스의 Laboratoire d' Astrophysique de Grenoble (LAOG)의 Jean-Pierre Berger, P. Kern 및 F. Malbet; 단치; 앤 아버, 미시간 대학교의 J. D. Monnier와 E. Pedretti; 윌슨; CfA의 N.P. Carleton, M.G. Lacasse 및 M. Pearlman; 캘리포니아 공과 대학의 R. Millan-Gabet; F. Schloerb, M. Brewer, K. Perraut, K. Souccar 및 G. Wallace, University of Massachusetts, Amherst; 버지니아에있는 국가 무선 천문학 관측소의 W. 면화; 버클리 캘리포니아 대학의 Charles H. Townes; 프랑스 칸느 ALCATEL 우주 산업의 P. Haguenauer; 프랑스 원자력위원회 (CEA)의 일부인 그르노블에있는 Laboratoire d' Electronique de Technologie de l' Information (LETI)의 P. Labeye. IONIC 칩은 LAOG, Institut de Microlectronique, lectlecticgnétisme et photonique (IMEP) 및 LETI에 의해 공동으로 개발되었습니다.
이 작업은 Michelson 박사후 연구원과 National Science Foundation에서 NASA의 지원을 받았습니다.
W. M. Keck Observatory는 캘리포니아 공과 대학 (California Institute of Technology), 캘리포니아 대학교 (University of California) 및 NASA 사이의 과학적 파트너십으로 운영됩니다. W. Keck Foundation의 관대 한 재정 지원으로 전망대가 가능해졌습니다.
원본 출처 : Keck News Release
