Une équipe d'astronomes a récemment utilisé le réseau de télescopes infrarouges optiques (IOTA) de l'Arizona, composé de trois télescopes liés, pour scruter 4 milliards d'années dans le futur, lorsque notre Soleil montera en ballon pour devenir une étoile géante rouge. Ils ont observé plusieurs étoiles géantes rouges - le sort éventuel de notre Soleil - et ont découvert que leurs surfaces étaient tachetées et variées, couvertes d'énormes taches solaires.
Alors que les astronomes relient de plus en plus deux télescopes comme interféromètres pour révéler plus de détails sur les étoiles distantes, un astronome de l'Observatoire de Keck montre la puissance de relier trois télescopes ou plus ensemble.
L'astronome Sam Ragland a utilisé le réseau de télescopes optiques infrarouges (IOTA) de l'Arizona de trois télescopes liés pour obtenir des détails sans précédent de vieilles étoiles géantes rouges qui représentent le sort éventuel du Soleil.
Étonnamment, il a constaté que près d'un tiers des géants rouges qu'il avait interrogés n'étaient pas uniformément brillants sur leur visage, mais étaient inégaux, indiquant peut-être de grandes taches ou des nuages analogues aux taches solaires, des ondes de choc générées par des enveloppes pulsantes ou même des planètes.
"La croyance typique est que les étoiles doivent être des boules de gaz symétriques", a déclaré Ragland, spécialiste des interféromètres. "Mais 30% de ces géantes rouges ont montré une asymétrie, ce qui a des implications pour les dernières étapes de l'évolution stellaire, lorsque des étoiles comme le Soleil évoluent en nébuleuses planétaires."
Les résultats obtenus par Ragland et ses collègues prouvent également la faisabilité de lier un trio - ou même un quintet ou un sextet - de télescopes infrarouges pour obtenir des images de résolution plus élevée dans le proche infrarouge que ce qui était possible auparavant.
"Avec plus de deux télescopes, vous pouvez explorer un type de science totalement différent de ce qui pourrait être fait avec deux télescopes", a-t-il déclaré.
"C'est un grand pas pour passer de deux télescopes à trois", a ajouté la théoricienne Lee Anne Willson, co-auteur de l'étude et professeur de physique et d'astronomie à l'Iowa State University à Ames. «Avec trois télescopes, vous pouvez dire non seulement la taille de l’étoile, mais aussi si elle est symétrique ou asymétrique. Avec encore plus de télescopes, vous pouvez commencer à transformer cela en image. »
Ragland, Willson et leurs collègues d'institutions aux États-Unis et en France, y compris la NASA, ont rapporté leurs observations et conclusions dans un document récemment accepté par The Astrophysical Journal.
Ironiquement, le réseau de télescopes IOTA, opéré conjointement sur le mont. Hopkins par le Smithsonian Astrophysical Observatory, l'Université de Harvard, l'Université du Massachusetts, l'Université du Wyoming et le Lincoln Laboratory du Massachusetts Institute of Technology, a été fermé le 1er juillet pour économiser de l'argent. Le premier interféromètre à deux télescopes a été mis en ligne en 1993 et l'ajout d'un troisième télescope de 45 centimètres en 2000 a créé le premier trio d'interféromètres optiques et infrarouges.
Le directeur de l'IOTA, Wesley A. Traub, anciennement du Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) et maintenant au Jet Propulsion Laboratory, a offert à Ragland et ses collègues la possibilité d'utiliser le réseau pour tester les limites de l'interférométrie à plusieurs télescopes, et peut-être apprendre quelque chose sur le sort ultime du Soleil.
Les interféromètres combinent la lumière de deux télescopes ou plus pour voir plus de détails, simulant la résolution d'un télescope aussi grande que la distance entre les télescopes. Bien que les radioastronomes utilisent des réseaux depuis des années pour simuler des télescopes beaucoup plus grands, ils ont l'avantage de longueurs d'onde relativement longues - mètres ou centimètres - ce qui facilite la détection des différences de longueurs d'onde fractionnaires entre les heures d'arrivée de la lumière dans des télescopes séparés. Faire de l'interférométrie dans le proche infrarouge - à une longueur d'onde de 1,65 microns, ou environ un centième de millimètre, comme l'a fait Ragland - est beaucoup plus difficile car les longueurs d'onde sont près d'un millionième de celles des ondes radio.
"Aux courtes longueurs d'onde, la stabilité de l'instrument est une contrainte majeure", a déclaré Ragland. "Même une vibration détruira totalement la mesure."
Les astronomes ont également utilisé une nouvelle technologie pour combiner la lumière des trois télescopes IOTA: une puce à semi-conducteurs large d'un demi-pouce, appelée combinateur de faisceaux à optique intégrée (IONIC), développée en France. Cela contraste avec l'interféromètre typique, qui se compose de nombreux miroirs pour diriger la lumière de plusieurs télescopes vers un détecteur commun.
Ragland se concentre principalement sur les étoiles de masse faible à moyenne - allant des trois quarts de la masse du Soleil à trois fois la masse du Soleil - à l'approche de la fin de leur vie. Ce sont des étoiles qui sont montées en ballon dans des géantes rouges plusieurs milliards d'années plus tôt, quand elles ont commencé à brûler l'hélium qui s'était accumulé pendant une vie de combustion d'hydrogène. À la fin, cependant, ces étoiles se composent d'un noyau dense de carbone et d'oxygène entouré d'une coquille où l'hydrogène est converti en hélium, puis en hélium en carbone et en oxygène. Dans la plupart de ces étoiles, l'hydrogène et l'hélium alternent comme carburants, ce qui fait varier la luminosité de l'étoile sur une période de 100 000 ans à mesure que le carburant change. Dans de nombreux cas, les étoiles passent leurs 200 000 dernières années en tant que variable Mira - un type d'étoile dont la luminosité varie régulièrement en luminosité sur une période de 80 à 1000 jours. Ils portent le nom de l'étoile prototype de la constellation de Cetus connue sous le nom de Mira.
"L'une des raisons qui m'intéressent, c'est que notre Soleil va emprunter cette voie à un moment donné, dans 4 milliards d'années", a déclaré Ragland.
C'est au cours de cette période que ces étoiles commencent à souffler leurs couches externes dans un "super vent", qui laissera finalement une naine blanche au centre d'une nébuleuse planétaire en expansion. Willson modélise les mécanismes par lesquels ces étoiles en phase terminale perdent leur masse, principalement en raison de forts vents stellaires.
Au cours de ces éons décroissants, les étoiles pulsent également de l'ordre de plusieurs mois à plusieurs années, alors que les couches externes éructent vers l'extérieur comme une soupape de décharge, a déclaré Willson. Beaucoup de ces soi-disant étoiles de branches géantes asymptotiques sont des variables Mira, qui varient régulièrement à mesure que les molécules se forment et créent un cocon translucide ou presque opaque autour de l'étoile une partie du temps. Bien que certaines de ces étoiles se soient révélées non circulaires, toute caractéristique asymétrique, telle qu'une luminosité inégale, est impossible à détecter avec un interféromètre à deux télescopes, a déclaré Ragland.
Ragland et ses collègues ont observé avec IOTA un total de 35 variables Mira, 18 variables semi-régulières et 3 variables irrégulières, toutes à environ 1300 années-lumière de la Terre, dans notre galaxie de la Voie lactée. Douze des variables de Mira se sont révélées avoir des luminosités asymétriques, tandis que seulement trois des semi-réguliers et l'un des irréguliers ont montré cette irrégularité.
La cause de cette luminosité inégale n'est pas claire, a déclaré Ragland. La modélisation par Willson a montré qu'un compagnon, comme une planète sur une orbite similaire à l'orbite de Jupiter dans notre propre système, pourrait générer un sillage dans le vent stellaire qui apparaîtrait comme une asymétrie. Même une planète proche de la Terre pourrait générer un sillage détectable si le vent stellaire était suffisamment fort, bien qu'une planète trop proche de l'enveloppe élargie serait rapidement entraînée vers l'intérieur et vaporisée par l'étoile.
Alternativement, de grandes quantités de matière expulsées de l'étoile pourraient se condenser en nuages qui bloquent une partie ou la totalité de la lumière d'une partie de l'étoile.
Quelle que soit la cause, a déclaré Willson, «cela nous dit que l'hypothèse selon laquelle les étoiles sont uniformément brillantes est fausse. Nous devrons peut-être développer une nouvelle génération de modèles tridimensionnels. »
"Cette étude, la plus grande jamais réalisée dans cette classe d'étoiles de type tardif, est la première à démontrer le degré auquel les étoiles de type tardif, en particulier les variables Mira et les étoiles de carbone, montrent les effets des points chauds et froids", a déclaré le coauteur. William Danchi du centre de vol spatial Goddard de la NASA. "Cela a des implications sur la façon dont nous interprétons les observations lorsque nous utilisons des interféromètres infrarouges pour rechercher des planètes autour des géantes rouges."
Les co-auteurs de Ragland sont Traub; Jean-Pierre Berger, P. Kern et F. Malbet du Laboratoire d’Astrophysique de Grenoble (LAOG) en France; Danchi; J. D. Monnier et E. Pedretti de l'Université du Michigan, Ann Arbor; Willson; N. P. Carleton, M. G. Lacasse et M. Pearlman de CfA; R. Millan-Gabet du California Institute of Technology; F. Schloerb, M. Brewer, K. Perraut, K. Souccar et G. Wallace de l'Université du Massachusetts, Amherst; W. Cotton de l'Observatoire national de radioastronomie en Virginie; Charles H. Townes de l'Université de Californie, Berkeley; P. Haguenauer d'ALCATEL Space Industries de Cannes, France; et P. Labeye du Laboratoire d’électronique de technologie de l’information (LETI) de Grenoble, qui fait partie de la Commission française de l’énergie atomique (CEA). La puce IONIC a été développée conjointement par LAOG, l'Institut de Microélectronique, l'Électromagnétisme et Photonique (IMEP) et LETI.
Le travail a été soutenu par la NASA dans le cadre d'une bourse postdoctorale Michelson et par la National Science Foundation.
L'Observatoire W. M. Keck est géré comme un partenariat scientifique entre le California Institute of Technology, l'Université de Californie et la NASA. L'observatoire a été rendu possible grâce au généreux soutien financier de la Fondation W. Keck.
Source d'origine: communiqué de presse Keck
