Uma equipe de astrônomos recentemente usou o IOTA (Infravermelho-Telescópio Óptico do Arizona) de três telescópios conectados para observar 4 bilhões de anos no futuro, quando o nosso Sol se transformar em uma estrela gigante vermelha. Eles observaram várias estrelas gigantes vermelhas - o destino final do nosso Sol - e descobriram que suas superfícies eram manchadas e variadas, cobertas por enormes manchas solares.
À medida que os astrônomos vinculam cada vez mais dois telescópios como interferômetros para revelar mais detalhes de estrelas distantes, um astrônomo do Observatório Keck mostra o poder de vincular três ou mais telescópios.
O astrônomo Sam Ragland usou a matriz de telescópio óptico infravermelho (IOTA) do Arizona de três telescópios conectados para obter detalhes sem precedentes de velhas estrelas gigantes vermelhas que representam o destino final do sol.
Surpreendentemente, ele descobriu que quase um terço dos gigantes vermelhos que ele pesquisava não eram uniformemente brilhantes no rosto, mas eram irregulares, talvez indicando grandes pontos ou nuvens análogas a manchas solares, ondas de choque geradas por envelopes pulsantes ou até planetas.
"A crença típica é que as estrelas precisam ser bolas de gás simétricas", disse Ragland, especialista em interferômetro. "Mas 30% desses gigantes vermelhos mostraram assimetria, o que tem implicações para os últimos estágios da evolução estelar, quando estrelas como o Sol estão evoluindo para nebulosas planetárias".
Os resultados obtidos por Ragland e seus colegas também comprovam a viabilidade de ligar um trio - ou mesmo quinteto ou sexteto - de telescópios infravermelhos para obter imagens de maior resolução no infravermelho próximo do que era possível antes.
"Com mais de dois telescópios, você pode explorar um tipo de ciência totalmente diferente do que poderia ser feito com dois telescópios", disse ele.
"É um grande passo para passar de dois telescópios para três", acrescentou o teórico Lee Anne Willson, coautor do estudo e professor de física e astronomia na Universidade Estadual de Iowa, em Ames. "Com três telescópios, você pode dizer não apenas quão grande é a estrela, mas também simétrica ou assimétrica. Com ainda mais telescópios, você pode começar a transformar isso em imagem. ”
Ragland, Willson e seus colegas de instituições nos Estados Unidos e na França, incluindo a NASA, relataram suas observações e conclusões em um artigo recentemente aceito pelo The Astrophysical Journal.
Ironicamente, o conjunto de telescópios IOTA, operado em conjunto no Monte. Hopkins, do Observatório Astrofísico Smithsonian, da Universidade de Harvard, da Universidade de Massachusetts, da Universidade de Wyoming e do Laboratório Lincoln do Instituto de Tecnologia de Massachusetts, foi fechado em 1º de julho para economizar dinheiro. O interferômetro inicial de dois telescópios entrou em operação em 1993, e a adição de um terceiro telescópio de 45 centímetros em 2000 criou o primeiro trio de interferômetros ópticos e infravermelhos.
O diretor da IOTA, Wesley A. Traub, ex-Centro de Astrofísica Harvard-Smithsonian (CfA) e agora no Laboratório de Propulsão a Jato, ofereceu a Ragland e seus colegas a oportunidade de usar a matriz para testar os limites da interferometria de múltiplos telescópios e, talvez, aprenda algo sobre o destino final do sol.
Os interferômetros combinam luz de dois ou mais telescópios para ver mais detalhes, simulando a resolução de um telescópio tão grande quanto a distância entre os telescópios. Embora os radioastrônomos usem matrizes há anos para simular telescópios muito maiores, eles têm a vantagem de comprimentos de onda relativamente longos - metros ou centímetros - o que facilita a detecção de diferenças de comprimento de onda fracionárias entre os tempos de chegada da luz em telescópios separados. Fazer interferometria no infravermelho próximo - a um comprimento de onda de 1,65 mícrons, ou cerca de um centésimo de milímetro, como Ragland fez - é muito mais difícil porque os comprimentos de onda são quase um milionésimo do das ondas de rádio.
"Em comprimentos de onda curtos, a estabilidade do instrumento é uma grande restrição", disse Ragland. "Mesmo uma vibração destruirá totalmente a medição."
Os astrônomos também empregaram uma nova tecnologia para combinar a luz dos três telescópios IOTA: um chip de estado sólido de meia polegada de largura, chamado de combinador de feixe de óptica integrada (IONIC), desenvolvido na França. Isso contrasta com o interferômetro típico, que consiste em muitos espelhos para direcionar a luz de vários telescópios para um detector comum.
O foco principal de Ragland são as estrelas de baixa a média massa - variando de três quartos da massa do Sol a três vezes a massa do Sol - à medida que se aproximam do fim de suas vidas. São estrelas que explodiram em gigantes vermelhos vários bilhões de anos antes, quando começaram a queimar o hélio que se acumulou durante uma vida inteira queimando hidrogênio. No final, porém, essas estrelas consistem em um núcleo denso de carbono e oxigênio cercado por uma concha onde o hidrogênio é convertido em hélio e, em seguida, hélio em carbono e oxigênio. Na maioria dessas estrelas, o hidrogênio e o hélio se alternam como combustíveis, fazendo com que o brilho da estrela varie por um período de 100.000 anos à medida que o combustível muda. Em muitos casos, as estrelas passam seus 200.000 anos finais como uma variável Mira - um tipo de estrela cuja luz varia regularmente no brilho por um período de 80 a 1000 dias. Eles são nomeados para a estrela protótipo na constelação de Cetus, conhecida como Mira.
"Uma razão pela qual estou interessado nisso é que nosso Sol seguirá esse caminho em algum momento, daqui a quatro bilhões de anos", disse Ragland.
É durante esse período que essas estrelas começam a explodir suas camadas externas em um "super vento", que acabará deixando para trás uma anã branca no centro de uma nebulosa planetária em expansão. Willson modela os mecanismos pelos quais essas estrelas em estágio final perdem sua massa, principalmente por causa dos fortes ventos estelares.
Durante essas eras minguantes, as estrelas também pulsam na ordem de meses a anos, à medida que as camadas externas arrotam para fora como uma válvula de liberação, disse Willson. Muitas dessas estrelas ramificadas gigantes assintóticas são variáveis Mira, que variam regularmente à medida que as moléculas se formam e criam um casulo translúcido ou quase opaco ao redor da estrela durante o tempo. Embora algumas dessas estrelas tenham se mostrado não-circulares, qualquer característica assimétrica, como brilho irregular, é impossível de detectar com um interferômetro de dois telescópios, disse Ragland.
Ragland e seus colegas observaram com a IOTA um total de 35 variáveis Mira, 18 variáveis semi-regulares e 3 variáveis irregulares, todas a cerca de 1.300 anos-luz da Terra, em nossa galáxia da Via Láctea. Doze das variáveis Mira provaram ter brilho assimétrico, enquanto apenas três das semi-regulares e uma das irregulares apresentaram essa irregularidade.
A causa desse brilho irregular é incerta, disse Ragland. A modelagem de Willson mostrou que um companheiro, como um planeta em uma órbita semelhante à órbita de Júpiter em nosso próprio sistema, poderia gerar uma esteira no vento estelar que apareceria como uma assimetria. Mesmo um planeta mais próximo, semelhante à Terra, poderia gerar um rastro detectável se o vento estelar fosse forte o suficiente, embora um planeta muito próximo ao envelope expandido fosse rapidamente arrastado para dentro e vaporizado pela estrela.
Como alternativa, grandes quantidades de material expelido da estrela podem condensar-se em nuvens que bloqueiam parte ou toda a luz de parte da estrela.
Seja qual for a causa, Willson disse, “isso está nos dizendo é que a suposição de que as estrelas são uniformemente brilhantes está errada. Podemos precisar desenvolver uma nova geração de modelos tridimensionais. ”
"Este estudo, o maior de sempre nesta classe de estrelas do tipo tardio, é o primeiro a demonstrar o grau em que estrelas do tipo tardias, especialmente as variáveis Mira e estrelas de carbono, mostram os efeitos de pontos quentes e frios", disse o co-autor. William Danchi, do Centro de Vôo Espacial Goddard da NASA. "Isso tem implicações na maneira como interpretamos as observações quando usamos interferômetros infravermelhos para procurar planetas em torno de gigantes vermelhos".
Os co-autores de Ragland são Traub; Jean-Pierre Berger, P. Kern e F. Malbet, do Laboratoire d'Astrophysique de Grenoble (LAOG) na França; Danchi; J. D. Monnier e E. Pedretti, da Universidade de Michigan, Ann Arbor; Willson; N. P. Carleton, M. G. Lacasse e M. Pearlman da CfA; R. Millan-Gabet, do Instituto de Tecnologia da Califórnia; F. Schloerb, M. Brewer, K. Perraut, K. Souccar e G. Wallace da Universidade de Massachusetts, Amherst; W. Cotton, do Observatório Nacional de Radioastronomia da Virgínia; Charles H. Townes da Universidade da Califórnia, Berkeley; P. Haguenauer da ALCATEL Space Industries de Cannes, França; e P. Labeye, do Laboratoire d'Electronique de Technologie de l'Information (LETI), em Grenoble, que faz parte da Comissão Francesa de Energia Atômica (CEA). O chip IONIC foi desenvolvido em conjunto pelo LAOG, o Institut de Microelectronics, o Electromagnetic etis Photonique (IMEP) e o LETI.
O trabalho foi apoiado pela NASA através de uma bolsa de pós-doutorado Michelson e pela National Science Foundation.
O Observatório W. M. Keck é operado como uma parceria científica entre o Instituto de Tecnologia da Califórnia, a Universidade da Califórnia e a NASA. O observatório foi possível graças ao generoso apoio financeiro da Fundação W. Keck.
Fonte original: Keck News Release
