Zbadano pulsującego czerwonego olbrzyma

Do obserwacji użyto optycznego interferometru VLTI w obserwatorium Paranal w Chile. VLTI (Very Large Telescope Interferometer) składa się z czterech teleskopów o średnicach po 8,2 metra oraz jednego ruchomego o rozmiarze 1,8 metra. Drugim interferometrem była sieć radioteleskopów VLBA w Stanach Zjednoczonych. VLBA, czyli Very Long Baseline Array, to sieć składająca się z 10 anten o średnicach 25 m. Są one rozmieszczone na całym terenie USA, a także na Hawajach. Badaną gwiazdą była S Orionis (S Ori), czerwony olbrzym należący do gwiazd zmiennych typu Mira Ceti (nazywanych mirami lub mirydami).

Gwiazda ma masę podobną do Słońca i przypomina nasze Słońce w wieku o 5 miliardów lat starszym niż obecny. Gwiazda traci dużo materii, co roku wyrzuca w przestrzeń kosmiczną ilość materii równą masie Ziemi. W ciągu trwania fazy miry gwiazda może utracić od 1/3 do połowy swojej masy. S Ori charakteryzuje się okresem pulsacji 420 dni. W tym czasie promień gwiazdy zmienia się o 20 proc., a jasność 500 razy. Typowa gwiazda w stadium takim jak S Ori może rozmiarem sięgnąć orbity Ziemi.

Gwiazdę otaczają trzy różne warstwy: otoczka molekularna, otoczka maserowa i otoczka pyłowa. Każdą z nich można badać w różnym zakresie długości fali elektromagnetycznej. Centralną część gwiazdy w części optycznej, warstwy molekularną i pyłową w podczerwieni, a masery w promieniowaniu radiowym. Emisja maserowa pochodzi od cząsteczek tlenku krzemu SiO (maser to odpowiednik lasera, działający w zakresie mikrofalowym). Dzięki niej można śledzić ruch chmur gazu. Masery wskazują, że gaz porusza się z prędkością około 10 km/s.

Gwiazdę obserwowano w kilku różnych momentach czasu, tak aby objąć cały okres pulsacji. Jej kątowy rozmiar na niebie zmieniał się od 7,9 do 9,7 milisekundy łuku. W odległości, w której znajduje się S Ori oznacza to zmianę rozmiaru pomiędzy 1,9, a 2,3 promieniami orbity Ziemi (lub inaczej: od 400 do 500 promieni Słońca). Wewnętrzna otoczka pyłowa sięga jeszcze dwa razy dalej. W podobnie dalekiej odległości formują się masery.

Okazało się, że większość ziaren pyłu stanowi tlenek aluminium. Wielkość ziaren jest szacowana na 0,1 mikrometra (tysiąc razy mniej niż średnica ludzkiego włosa). Zespół badaczy był kierowany przez Markusa Wittkowskiego z Europejskiego Obserwatorium Południowego (ESO). Wyniki badań opublikowano w "Astronomy and Astrophysics". (PAP/Astronomia.pl)