لأكثر من 400 عامًا ، اهتم الفلكيون المحترفون والهواة اهتمامًا خاصًا بمراقبة نجوم ميرا ، وهي فئة من عمالقة حمراء متغيرة تشتهر بالنبضات التي تستمر لمدة 80-1000 يومًا وتتسبب في سطوعها الظاهري بعامل عشر مرات أو أكثر خلال الدورة.
استخدم فريق دولي من علماء الفلك بقيادة غي بيرين من مرصد باريس / LESIA (Meudon ، فرنسا) وستيفن ريدجواي من المرصد الوطني لعلم الفلك البصري (توكسون ، أريزونا ، الولايات المتحدة الأمريكية) تقنيات قياس التداخل لمراقبة البيئات القريبة لخمس نجوم ميرا ، وفوجئت عندما وجدت أن النجوم محاطة بقشرة شفافة تقريبا من بخار الماء ، وربما أول أكسيد الكربون وجزيئات أخرى. تعطي هذه القشرة النجوم حجمًا واضحًا مخادعًا. من خلال اختراق هذه الطبقة باستخدام الضوء المركب لعدة تلسكوبات ، وجد الفريق أن نجوم ميرا من المحتمل أن تكون نصف حجمها كما كان يعتقد سابقًا.
يحل هذا الاكتشاف التناقضات المزعجة بين مشاهدات حجم نجوم ميرا ، والنماذج التي تصف تكوينها ونبضاتها ، والتي يمكن رؤيتها الآن على أنها تتفق بشكل عام مع بعضها البعض؟ يشرح ريدجواي. الصورة المنقحة هي أن نجوم ميرا مضيئة للغاية ولكنها عادية نسبيًا للفرع العملاق المقارب ، لكن لديها نبضًا رنينًا يدفع تغيراتها الكبيرة.
نجوم ميرا مثيرة للاهتمام بشكل خاص لأنها متشابهة في الحجم مع الشمس وهي تمر بمرحلة متأخرة من نفس المسار التطوري الذي ستختبره كل النجوم الشمسية الواحدة ، بما في ذلك الشمس. لذلك ، توضح هذه النجوم مصير شمسنا بعد خمسة مليارات سنة من الآن. إذا كان مثل هذا النجم ، بما في ذلك القشرة المحيطة به ، يقع في موضع الشمس في نظامنا الشمسي ، فإن قشرته البخارية ستمتد إلى ما وراء مدار المريخ.
على الرغم من أن قطرها كبير جدًا حقًا (حتى بضع مئات من نصف القطر الشمسي) ، إلا أن النجوم العملاقة الحمراء تشبه إلى حد ما عيون الإنسان غير المدعومة على الأرض ، وحتى أكبر التلسكوبات تفشل في تمييز أسطحها. يمكن التغلب على هذا التحدي من خلال الجمع بين الإشارات من التلسكوبات المنفصلة باستخدام تقنية تسمى قياس التداخل الفلكي الذي يجعل من الممكن دراسة تفاصيل صغيرة جدًا في محيط قريب من نجوم ميرا. في النهاية ، يمكن إعادة بناء صور النجوم المرصودة.
تتم تسمية نجوم Mira باسم أول كائن معروف ، مثل Mira (أو Omicron Ceti). أحد التفسيرات المحتملة لتغيرها الكبير هو أن كميات كبيرة من المواد ، بما في ذلك الغبار والجزيئات ، يتم إنتاجها خلال كل دورة. تحجب هذه المادة الكثير من الإشعاع النجمي الخارج ، حتى تصبح المادة مخففة بالتوسع. وبالتالي فإن البيئة القريبة لنجوم ميرا معقدة للغاية ، ومن الصعب ملاحظة خصائص الكائن المركزي.
لدراسة البيئة القريبة من هذه النجوم ، قام الفريق بقيادة بيرين وريدجواي بتنفيذ ملاحظات في صفيف تلسكوب بصري بالأشعة تحت الحمراء (IOTA) من مرصد سميثسونيان للفيزياء الفلكية في أريزونا. IOTA هو مقياس تداخل نجمي من Michelson ، مع ذراعيان يشكلان مصفوفة على شكل L. تعمل بثلاث مجمعات يمكن وضعها في محطات مختلفة على كل ذراع. في هذه الدراسة ، تم عمل الملاحظات على عدة أطوال موجية باستخدام مسافات تلسكوب مختلفة تتراوح من 10 إلى 38 مترا.
من هذه الملاحظات ، تمكن الفريق من إعادة بناء تنوع السطوع النجمي عبر سطح كل نجم. يمكن الكشف عن تفاصيل تصل إلى حوالي 10 مللي ثانية قوسية. للمقارنة ، على مسافة القمر ، هذا يتوافق مع رؤية المعالم حتى حجم 20 مترًا.
تم عمل الملاحظات على أطوال موجية قريبة من الأشعة تحت الحمراء ذات أهمية خاصة لدراسة بخار الماء وأول أكسيد الكربون. تم الاشتباه في الدور الذي تلعبه هذه الجزيئات قبل بضع سنوات من قبل الفريق وتأكد بشكل مستقل من خلال الملاحظات مع مرصد الفضاء تحت الحمراء. تظهر الملاحظات الجديدة التي تستخدم IOTA بوضوح أن نجوم ميرا محاطة بطبقة جزيئية من بخار الماء ، وفي بعض الحالات على الأقل ، من أول أكسيد الكربون. تبلغ درجة حرارة هذه الطبقة حوالي 2000 كلفن وتمتد إلى نصف قطر نجمي واحد فوق الغلاف الضوئي النجمي ، أو ما يقرب من 50 في المائة من القطر المرصود لنجوم ميرا في العينة.
أدت الدراسات السابقة لقياس التداخل لنجوم ميرا إلى تقديرات لأقطار النجوم التي كانت متحيزة بسبب وجود الطبقة الجزيئية ، وبالتالي تم المبالغة في تقديرها. تظهر هذه النتيجة الجديدة أن نجوم ميرا تبلغ حوالي نصف حجم ما كان يعتقد في السابق.
يتم تفسير الملاحظات الجديدة التي قدمها الفريق في إطار نموذج يسد الفجوة بين الملاحظات والنظرية. من المحتمل جدًا أن تحتوي المسافة بين سطح النجم والطبقة الجزيئية على غاز ، مثل الغلاف الجوي ، ولكنها شفافة نسبيًا عند الأطوال الموجية المرصودة. في الضوء المرئي ، تكون الطبقة الجزيئية معتمة إلى حد ما ، مما يعطي الانطباع بأنها سطح ، ولكن في الأشعة تحت الحمراء ، تكون رقيقة ويمكن رؤية النجم من خلالها.
هذا النموذج هو الأول من نوعه الذي يشرح بنية نجوم ميرا على مدى واسع من الأطوال الموجية الطيفية من المرئي إلى منتصف الأشعة تحت الحمراء ويكون متسقًا مع الخصائص النظرية لنبضها. ومع ذلك ، فإن وجود طبقة الجزيئات فوق السطح النجمي لا يزال غامضًا إلى حد ما. الطبقة عالية وكثيفة بحيث لا يمكن دعمها عن طريق الضغط الجوي البحت. ربما تلعب نبضات النجم دورًا في إنتاج الطبقة الجزيئية ، لكن الآلية لم تُفهم بعد.
بما أن نجوم ميرا تمثل مرحلة تطورية متأخرة من النجوم الشبيهة بالشمس ، فسيكون من المثير للاهتمام للغاية وصف العمليات التي تحدث فيها وحولها بشكل أفضل ، كتنبؤ بالمصير المتوقع للشمس في المستقبل البعيد. تطلق نجوم ميرا كميات كبيرة من الغاز والغبار في الفضاء ، وعادة ما تكون حوالي ثلث كتلة الأرض سنويًا ، وبالتالي توفر أكثر من 75 في المائة من الجزيئات في المجرة. تم إنتاج الكربون والنيتروجين والأكسجين والعناصر الأخرى التي صنعناها في الغالب داخل هذه النجوم (مع عناصر أثقل قادمة من المستعرات الأعظمية) ، ثم يتم إعادتها إلى الفضاء عبر خسارة الكتلة هذه لتصبح جزءًا من النجوم والكواكب الجديدة . تكشف تقنية النضج لقياس التداخل تفاصيل عن جو ميرا ، مما يقرب العلماء من مراقبة وفهم إنتاج الجزيئات والغبار وطردها ، حيث تعيد هذه النجوم تكوين محتوياتها على نطاق فلكي.
الورقة: كشف النقاب عن نجوم ميرا خلف الجزيئات: تأكيد نموذج الطبقة الجزيئية بقياس التداخل القريب من الأشعة تحت الحمراء الضيقة؟ بقلم بيرين وآخرون ، سيظهر في العدد القادم من مجلة علم الفلك والفيزياء الفلكية.
المصدر الأصلي: NOAO News Release
