latex
نقدم نتائج من دراسة طيفية تداخلية لمتغيرات ميرا \(o\) Cet، R Leo و W Hya التي تم الحصول عليها من خلال تجربة تحجيم فتحة كيك بين سبتمبر 1998 ويوليو 2002. تتيح البيانات المرئية المشتتة طيفياً الملاءمة مع ملامح السطوع الدائرية المتماثلة مثل القرص الموحد البسيط. يتم تقديم القطر الزاوي للنجم المستنتج عبر ما يصل إلى 450 قناة طيفية تغطي النطاق من 1.1 إلى 3.8\(\mu\)m. استخدام نموذج سطوع القرص الموحد البسيط يسهل المقارنة بين العصور ومع البيانات والنماذج النظرية الحالية. تم تسجيل تقلبات حجمية قوية مع الطول الموجي لجميع النجوم، مما يكشف مناطق تكوين H\(_2\)O، CO، OH والغبار. المقارنة مع الطيف المعاصر المستخرج من بياناتنا تظهر تبايناً قوياً بين القطر الزاوي المرصود والتدفق. تؤكد هذه التقلبات على فكرة الغلاف الجوي النجمي المعقد المكون من أصداف جزيئية ذات كثافات ودرجات حرارة متغيرة مع الزمن. تتم مقارنة نتائجنا مع البيانات الحالية ونماذج النبض. وُجد أن النماذج تستنسخ شكل منحنى الطول الموجي مقابل القطر الزاوي بشكل جيد، رغم ملاحظة بعض الانحرافات في المدى من 2.8 إلى 3.5\(\mu\)m.
نظراً لأقطارها الكبيرة وسطوعها العالي، فإن متغيرات ميرا هي هدف مفضل للرصد التداخلي البصري والقريب من الأشعة تحت الحمراء، والتي أظهرت اعتماد القطر على الطول الموجي ومرحلة النبض ودورة النبض (HAN95; VANB; PER; JAC00; YOU00; HOF02; THOM; IRE2004; WOO; WOO08). لقد ساهمت هذه المعلومات التداخلية الغنية في تقدم الدراسات حول وفرة الجزيئات والغبار في الغلاف الجوي (ISTW,ISW,IS06)، وتحديد نمط النبض لهذه النجوم (WOO; FED05)، والتباينات الضوئية/الدائرية (RAG06) بالإضافة إلى خصائص البيئة الدائرية (DAN94).
تُعد ميرا متغيرات طويلة الأمد تقريباً بكتلة شمسية واحدة تتطور على طول فرع العملاق المتقارب وتتميز بفترات نبض محددة جيداً وسعات نبض كبيرة (تصل إلى \(\Delta V\approx9\)). يظهر الغلاف الجوي الممتد لهذه العمالقة النجمية المتأخرة تدرجات في الكثافة ودرجة الحرارة تعتمد على المرحلة، والتي، بالإضافة إلى ملامح الكثافة المعقدة ووجود طبقات جزيئية، لا تترك كمية ملحوظة بسيطة لتعريف بنية غلاف النجم. تساعد النبضات أيضاً في دفع الرياح القوية مما يثري الوسط بين النجمي بجزيئات مثل H\(_2\)O، CO، TiO و SiO (TSU97; TLS; OHN04). سيساهم فهم أفضل لبنية الغلاف الجوي لهذه النجوم في تعميق فهمنا لهذه المراحل المتأخرة من تطور النجوم، وقد يساعد في إلقاء الضوء على أحد المصادر الأكثر أهمية للإثراء الكيميائي للوسط بين النجمي.
للحصول على توصيف كامل لبنية غلاف نجم ميرا الجوي، سيكون من الضروري الحصول على ملف الكثافة الكامل في جميع الأطوال الموجية وجميع مراحل النبض، مسجلة على عدد كبير من دورات النبض. أظهرت العقود الأخيرة مجموعة من قياسات القطر الزاوي لميرا في مختلف الأطوال الموجية، حيث قدمت بعض الأدوات دقة مثيرة للإعجاب في ملف السطوع (RAG06, WIT08، إلخ). تكمن الصعوبة في جمع البيانات متعددة الأطوال الموجية ومتعددة المراحل على كائن واحد. هنا، نقدم ملاحظات تداخلية طيفية متعددة الأوقات لنجوم ميرا القريبة \(o\) Cet، R Leo و W Hya التي تغطي الطيف القريب من الأشعة تحت الحمراء من 1.1-3.8\(\mu\)m بشكل شبه متزامن، مع معلومات مكانية أحادية البعد تصل إلى حد التشتت لتلسكوب Keck I. مع مجموعة بياناتنا، نحن قادرون على أخذ عينات من التراتيب الجزيئية التي تعتمد على المرحلة والمساعدة في استكشاف بنية الغلاف الجوي للنجوم.
تم اختيار عينتنا المكونة من 3 نجوم متغيرة من نوع ميرا (يصنف W Hya أحياناً كنابض شبه منتظم مع خصائص ميرا القوية) لأقطارها الزاوية الكبيرة وسطوعها في الأشعة تحت الحمراء القريبة (انظر الجدول [objects]). أُجريت الملاحظات باستخدام تلسكوب كيك I بقطر 10 أمتار باستخدام كاميرا الأشعة تحت الحمراء القريبة (NIRC). تم تحويل تلميذ التلسكوب إلى مصفوفة تداخلية متناثرة من خلال وضع قناع فتحة في المسار أمام المرآة الثانوية للأشعة تحت الحمراء، مما سمح باستعادة سعات فورييه ومراحل الإغلاق للقواعد حتى 10 أمتار.
استُنبطت طرقنا التجريبية من برنامج تحجيم الفتحة الناجح للغاية في مرصد كيك، والذي أسهم، بالإضافة إلى دراسات النجوم النابضة المتطورة والعملاقة (TUT00b, MON04, WOO08)، أيضاً في تقدم علم الفلك النجمي بدءاً من الأجسام النجمية الشابة (DAN01, TUT02) إلى أغطية فقدان الكتلة الغبارية في السدم الكوكبية الأولى والنجوم الضخمة (MON00, TUT02b, TUT06). يتم تقديم وصف كامل للتجربة، بما في ذلك مناقشة المبادئ المفاهيمية واعتبارات الإشارة إلى الضوضاء الكامنة وراء تداخل قياس التحجيم، في TUT00، بينما يمكن العثور على مزيد من المناقشة حول الأنظمة والأخطاء المستحثة بالرؤية في MON04.
في توسع كبير لقدرات إعداد تجاربنا السابقة، تم الحصول على البيانات المقدمة هنا بطريقة مشتتة طيفياً توفر تغطية مستمرة للطول الموجي عبر الأشعة تحت الحمراء J و H و K (من 1.0\(\mu\)m إلى 3.7\(\mu\)m). استخدام قناع فتحة غير متكرر ذو بعد واحد، كما هو موضح في الشكل [mask]، بالاقتران مع عنصر شبكي متقاطع مثبت بالفعل في كاميرا NIRC، أدى إلى ترميز المعلومات الطيفية في بعد واحد على مصفوفة القراءة، بينما تم تسجيل خطوط التداخل المكانية في البعد الآخر. لاحظ أنه بهذا الإعداد، تم التضحية ببيانات التصوير ثنائية الأبعاد الكاملة المستردة في التجربة السابقة لصالح ملفات تعريف السطوع ذات البعد الواحد عبر النطاق الموجي.
بعد مرور الحزمة عبر القناع وتشتيتها في وضع الطيف الضوئي لـ NIRC، تم تركيز الحزمة على مصفوفة البكسل \(256\times256\) بمقياس 20.57maspixel\(^{-1}\)، وهو كافٍ لأخذ عينات من البيانات المجمعة لأطوال موجية تبلغ \(2\,\mu\)m أو أطول. يُظهر الجزء الأيسر من الشكل [speckle_ps] إطاراً نموذجياً للتعرض القصير (\(T_{int}\)=0.14s).
باتباع طرق (TUT00)، يمكن جمع 100 من هذه الإطارات بكفاءة معقولة (دورة العمل \(\sim\)20%) في مكعب بيانات للمعالجة، لمعايرة الدالة المنتشرة للنقطة المتأثرة بالغلاف الجوي بشكل إحصائي.
يتم تجميع طيف القدرة على مكعب من 100 إطار كما هو موضح في اللوحة اليمنى من الشكل المحذوف. يمكن رؤية القدرة على خمسة عشر خط أساس بوضوح كقمم تظهر عند ترددات مكانية متقطعة تتغير بسلاسة مع الطول الموجي. من خلال تسجيل القدرة على كل خط أساس لحاوية طول موجي معينة، يمكن استعادة وظيفة الرؤية أحادية البعد لتلك القناة. عند المعايرة لمستوى التدفق الكلي في كل قناة، يمكن تجميع بيانات \(V^2\) أحادية البعد وملاءمتها مع أي نموذج مناسب (على سبيل المثال، قرص موحد؛ تتم مناقشة ملاءمة النموذج في القسم المحذوف)، مما يؤدي إلى أخذ عينات مستمرة من الحجم الزاوي للهدف كدالة للطول الموجي. قبل أن تتم هذه الملاءمة، كانت هناك حاجة لمعايرة وظيفة نقل الغلاف الجوي للتلسكوب. لعدد من الأسباب الآلية، تبين أن هذا الإجراء أكثر تعقيداً من السابق، كما هو موضح أدناه.
في الأطوال الموجية الأقصر من \(2\,\mu\)m، يتوافق أطول خط أساس مع ترددات مكانية أعلى من شرط أخذ العينات نايكويست. يتم عكس هذه القدرة إلى طيف القدرة عند ترددات مكانية أقل. يمكن ملاحظة هذا التأثير في طيف القدرة كانعكاس ظاهر لقمم القدرة على خط الأساس الطويل عندما يكون الطول الموجي أقل من \(\approx2\,\mu\)m. عندما تتداخل هذه الإشارة الملفوفة مع القدرة من خطوط الأساس الأقصر، تصبح البيانات مربكة وتم التخلص منها.
تماشياً مع الممارسة المعتمدة في التداخل الضوئي، تم إدخال ملاحظات نجوم معيارية لدالة الانتشار النقطي ذات الأقطار الزاوية الصغيرة والمميزة جيداً مع تلك الخاصة بالهدف العلمي (انظر الجدول المحذوف). ومع ذلك، بالنسبة للملاحظات باستخدام ترتيب الشبكة المستخدم هنا، فقد تم تعقيد عملية المعايرة “القياسية” هذه بسبب صعوبة المراقبة. نظراً للمتطلب التجريبي لمسار بصري ثابت بين القناع والكاشف، لم يتم استخدام دوار الصورة في كيك لأي تجربة قناع. وهذا منع استخدام نظام التوجيه العادي للتلسكوب، وتم التقاط كل سلسلة من 100 تعريض (تستمر حتى بضع دقائق) مع التلسكوب في وضع تتبع أعمى. بينما لم تؤثر الانجرافات الصغيرة في التتبع على التجربة الأصلية للقناع (TUT00)، لم يكن الأمر كذلك عند استخدام الشبكة لأن تجوال الصورة النجمية عبر الشق وجد أنه يؤدي إلى تعديل كبير في وظيفة النقل البصري. وهذا ما دفع إلى بناء استراتيجية معايرة بديلة موضحة في القسم المحذوف.
تحل البيانات القابلة للتشتت الطيفي للرؤية مكانياً بعداً واحداً فقط في زاوية وضع واحدة لكل هدف وبالتالي تسمح بالملاءمة مع ملامح السطوع الدائرية المتماثلة مثل قرص موحد بسيط. تم تسجيل البيانات الطيفية التداخلية في 6 فترات مختلفة تمتد لأكثر من 4 سنوات. يسرد الجدول المحذوف هذه الملاحظات.
كما نوقش في (WOO08)، فإن ملف الكثافة النجمي الحقيقي ليس قرصاً موحداً (UD)، بل يظهر تبايناً معقداً من المركز إلى الحافة يختلف مع الطول الموجي ومرحلة النبض والدورة. يوفر توافق الملاحظات ذات البعد الواحد مع ملف بسيط مثل القرص الموحد تقديراً مفيداً للتغير الظاهري في الحجم كدالة للطول الموجي. نظراً لأننا نحل فقط الهياكل ذات الدقة المنخفضة في ملف كثافة النجم، يصبح من الصعب التمييز بين القرص الموحد، والقرص المظلم بالكامل، أو الغاوسي. سيظهر أي من هذه النماذج البسيطة تغيراً نسبياً مماثلاً في القطر مع الطول الموجي، لذا اخترنا أقطار القرص الموحد للسماح بمقارنة النتائج مع الأدبيات القائمة وتجنب الصعوبات التي تواجهها عند توافق الملفات الأكثر تعقيداً (انظر (HSW,SCH03)).
رافقت جميع الملاحظات المشتتة طيفياً باستخدام الشبكة في نفس الليلة مع ملاحظات تقنين الفتحة ثنائية الأبعاد التقليدية في مجموعة الفلاتر الضيقة لـ NIRC (باستثناء النطاق \(L\) لـ W Hya في 1999 أبريل 25). نظراً لأن معايرة هذه الملاحظات لم تتأثر بأخطاء التتبع الأعمى، فقد تمكنا من الحصول على أقطار زاوية معاصرة جيدة لأهدافنا عند مجموعة من الأطوال الموجية المنفصلة عبر نطاق الشبكة. بافتراض أن عدم استقرار التتبع المستحث في وظيفة النقل البصري كان دالة متغيرة بسلاسة مع الطول الموجي، يمكننا استخدام أقطارنا الزاوية المنفصلة للقرص الموحد لتثبيت المعايرة عند تلك الأطوال الموجية، وأداء تقريب سلس بينها لتغطية جميع النطاقات المستخدمة في التجربة المشتتة. في حالة W Hya في 1999 أبريل 25، استخدمنا \(L\,3.08\) ملاحظات ثنائية الأبعاد التي أُجريت في نفس المرحلة رغم أنها كانت قبل عام واحد، في 1998 أبريل 14 (انظر (WOO08))، لمعايرة واحدة لشبكة GR60.
ثم استُخدمت ملاحظات نجوم مرجعية لـ PSF كنجوم فحص للتحقق من فاعلية هذه العملية المعايرة. على الرغم من أن هذه النجوم الفحص كانت عادة أصغر وأقل سطوعاً في الأشعة تحت الحمراء من الأهداف، وبالتالي تعطي أخطاء نسبية أعلى في قياس القطر، فإن نتائج تطبيق منهجيتنا المعايرة على هذه الأجسام أكدت أنها كانت قوية. كانت الأنواع الطيفية النموذجية لنجوم مرجعية PSF من K المتأخرة إلى M المبكرة، و(بالمقارنة مع نجوم ميرا) تمتلك هذه النجوم غلافاً جوياً مضغوطاً بحيث يُتوقع أن تكون أي تغييرات في القطر مع الطول الموجي صغيرة. بعد تطبيق استراتيجيتنا المعايرة الجديدة على هذه النجوم الفحص، أكدت النتائج هذه التوقعات وأظهرت أن الطريقة أنتجت قياس قطر ثابت جيد التوصيف عبر جميع النطاقات الثلاثة للشبكة.
لقد سمحت ملاحظات النجوم المرجعية أيضاً بتقدير الاستجابة الطيفية للنظام البصري. قمنا باستخراج الفيض الكلي كدالة للطول الموجي لكل من الأجسام العلمية والنجوم المرجعية، مما جعل من الممكن استعادة طيف الأشعة تحت الحمراء ذو الدقة المنخفضة في نطاق 1.0-4.0\(\mu\)m (انظر الجدول [grisms]) بالتزامن مع قياسات الرؤية لدينا. نظراً لأن المعايرة الطيفية تعاني من نفس الصعوبات المراقبية التي أثرت على عملية معايرة الرؤيات الموضحة في القسم [observations]، لم يكن من الممكن الحصول على فيض مطلق معاير من قياساتنا.
تُظهر الأشكال من [w_hya_2] إلى [ocet_jul02] أقطار UD لـ W Hya، R Leo و \(o\) Cet كدالة للطول الموجي (UD(\({\lambda}\)))، مع الطيف المعاصر. الفجوات في البيانات تتوافق مع مناطق الإشارة المخففة بسبب الامتصاص الجوي، باستثناء الفجوات عند أطوال موجية أكبر من \(\sim\)3.5\(\mu\)m، والتي تنتج عن تشبع الكاشف بسبب الفيض العالي من خلفية السماء. كما يظهر في الأشكال أفضل تطابق لـ UD(\(\lambda\)) من النماذج الجوية الديناميكية مع الطيف النموذجي الموصوف والمقارن مع البيانات في القسم [comp].
تُظهر الأقطار UD خصائص تعتمد على الطول الموجي والتي تتوافق مع التغيرات المتوقعة في العتامة بسبب وفرة الجزيئات. على الرغم من أن بعض VO مسؤول عن تغيرات UD(\(\lambda\)) في النطاق \(J\)، إلا أن معظم الخصائص تنتج عن وجود H\(_2\)O (بالإضافة إلى مساهمات من CO و OH) في الغلاف الجوي للنجم (انظر، على سبيل المثال، (TLSW,WIT08)). هناك ترابط عكسي وثيق بين الخصائص الطيفية والأقطار الزاوية الظاهرة عند أطوال موجية متغيرة. نجد الحد الأدنى المحلي في أقطار UD عند \(\sim\)1.3–1.4، 1.6–1.7، و 2.2\(\mu\)m، الموافق لمناطق الفيض المتزايد في الطيف. يمكن تفسير هذا الترابط العكسي بنموذج الغطاء الجزيئي، حيث تؤدي الطبقات العازلة فوق طبقات تكوين الاستمرارية (الغلاف الضوئي) إلى زيادة القطر الزاوي UD المتصور عند أطوال موجية معينة. كما أن هذا الامتصاص المعتمد على الطول الموجي مسؤول أيضاً عن الانخفاض في الفيض في نفس النطاقات. النطاقات الأقل تلوثاً، والتي تقترب من أخذ عينات من طبقات تكوين الاستمرارية، تظهر أقطار UD مقاسة أصغر وفيضاً أعلى. يمكن مقارنة هذه النتائج بسهولة مع النتائج لـ S Ori من (WIT08)، والتي تظهر الحد الأدنى في أقطار UD في نفس مناطق الطول الموجي وتقدم تطابقاً وثيقاً بشكل عام لشكل منحنى UD(\(\lambda\)).
بالنسبة للنجم المرجعي الجزئي الدقة 2 Cen، افترضنا قطر UD يبلغ 14.7mas (انظر (DUM98)) عند نفس الأطوال الموجية المستخدمة لتثبيت بيانات Mira grism. لاحظ أن بعض التغيرات في الحجم مع الطول الموجي متوقعة لهذا النجم من النوع M4.5 III. الطيف المقابل أيضاً سلس نسبياً، حيث يظهر فقط ميزات امتصاص H\(_2\)O الصغيرة عند \(\sim\)1.4 و 1.9\(\mu\)m.
تُظهر الأشكال [w_hya_2] و [rleo_1] أيضاً تأثيرات دورية ومرحلية كبيرة، والتي تميل إلى أن تكون أكثر وضوحاً نحو الأطوال الموجية الأقصر. يتم التنبؤ بهذا التأثير بواسطة النماذج، كما سيتم مناقشته في القسم التالي.
في هذا القسم، تتم مقارنة توقعات نماذج الغلاف الجوي الديناميكية الحديثة لنجوم ميرا من النوع M مع الملاحظات الحالية. تم اختيار المسافات إلى النجوم النموذجية بحيث تتداخل UD(\(\lambda\))\(_{\rm model}\) مع بياناتنا في منطقة الطول الموجي 2.2-2.5\(\mu\)m. هذه المسافات لا تضمن ملاءمة جيدة للتصوير الضوئي للنموذج حيث أننا نعتبر فقط مقارنة بين الشكل الوظيفي لتوقعات النموذج كدالة للطول الموجي والبيانات المرصودة. سيتم تقديم مقارنة بين مسافات ملاءمة القطر الزاوي والتصوير الضوئي للنموذج في ورقة مستقبلية تصف النماذج.
النماذج الجديدة، التي تغطي عدة فترات نبض، تعتمد على شفرة جديدة لمعالجة النبض وحساب التراتيب الجوية، كما هو موضح أدناه.
تم استخدام شفرة (KEL06) لبناء سلسلتين من نماذج النبض الذاتي المثارة بمعايير قريبة من النماذج الأولية المدروسة جيداً \(o\) Cet و R Leo: (i) سلسلة نماذج o54 بفترة تقريباً 330 يوم (نجم “أصلي” غير نابض بكتلة 1.1M\(_{\sun}\)، سطوع 5400L\(_{\sun}\)، نصف قطر 216R\(_{\sun}\)، درجة حرارة فعالة 3370K، وفرة شمسية بZ=0.02); (ii) سلسلة نماذج r52 بفترة تقريباً 307 يوم (1.1M\(_{\sun}\)، 5200L\(_{\sun}\)، 209R\(_{\sun}\)، 3400K، شمسية Z=0.02). تم حساب بنية درجة الحرارة لطبقات الغلاف الجوي باستخدام تقنية أخذ العينات العتامية مع مراعاة الأنواع الجزيئية الرئيسية التي تغطي الأجواء من النوع M بالإضافة إلى عتامة الغبار (IRE08، والذي سيشار إليه فيما بعد بISW08). تغطي سلسلة o54 ثلاث فترات زمنية، كل منها يحتوي على 1.25 (الفترة hx، والتي ستشار إليها فيما بعد بـ o54(hx))، 1.25 (jx) و 3.75 (fx) دورات نجمية متتالية في خطوات طور تقريباً 0.1 مرات من فترة النبض. بالنسبة لسلسلة r52، هناك فترتان زمنيتان مع 2.25 (gx) و 2.5 (fx) دورات متتالية.
يفترض الاسترخاء الفوري للمادة الساخنة خلف جبهات الصدمة، وتم اعتماد تقريب التوازن الديناميكي الحراري المحلي باستثناء عمليات الانتثار التي تؤثر على الانقراض المستمر، خط TiO والغبار (انظر ISW08 للتفاصيل). جميع الأجواء النموذجية مقطوعة عند 5 أنصاف قطر النجم الأصلي، والذي يعتبر منطقة الانتقال إلى قشرة دائرية نجمية مهيمن عليها الرياح. على الرغم من أن W Hya لها فترة أطول من سلسلة النماذج النموذجية هذه، فإننا نتوقع أن توسيع بنية الهندسة الجوية لهذه النماذج إلى حجم أكبر لميرا ذات فترة أطول يوفر تقريباً عادلاً لهذا النجم.
يظهر فحص سلسلة النماذج أنه، بصرف النظر عن الاعتماد القوي لشكل منحنيات UD(\(\lambda\))\(_{\rm model}\) مع الطور البصري، فإن هذه المنحنيات تختلف أيضاً بشكل ملحوظ بين الدورات. في حين أن مجموعة صغيرة مرصودة من قيم UD(\(\lambda\))\(_{\rm obs}\) المعزولة أو فترة طول موجي ضيقة من منحنى UD(\(\lambda\))\(_{\rm obs}\) قد تتناسب بسهولة مع توقعات النموذج في دورات مختلفة، فإن تحقيق توافق وثيق أصعب بكثير على نطاق واسع من الأطوال الموجية، كما نجد مع ملاحظاتنا NIR. هذا يعكس البنية المتغيرة لطبقات الغلاف الجوي العلوية، اعتماداً على موقع جبهة الصدمة في الدورة الحالية بالإضافة إلى تاريخ جبهة الصدمة للدورات السابقة، مما يؤدي إلى تقوية متفاوتة لميزات امتصاص الجزيئات المختلفة. لا تتوفر ملاحظات منهجية لتغيرات حجم الدورة إلى الدورة الأحادية اللون لميرا، ولكن الملاحظات الحالية لـ W Hya في 1999Feb (الطور 0.58) و 2000Jan (الطور 1.53) تفصل بينهما دورة كاملة تقريباً وتظهر بوضوح اختلافات ملحوظة في منحنى UD(\(\lambda\))\(_{\rm obs}\)، والتي هي أكبر بكثير من تأثير الفرق الطوري الصغير 0.05 المتوقع من النماذج.
قمنا بمقارنة 3 مراحل من الملاحظات لـ دبليو هيا مع توقعات دورات مختلفة من سلسلتي النماذج o54 و r52. بينما لم يتم العثور على توافق جيد مع دورات r52 المتاحة، هناك توافق معقول مع تسلسل مرحلة واحدة من سلسلة النماذج o54 عندما يُقدر تعيين المرحلة لسلسلة النماذج بأنها أبكر قليلاً، بمقدار تقريبي 0.05 إلى 0.1 (وهو ضمن عدم اليقين النموذجي المعتاد مقابل مرحلة النجم الذي يبلغ على الأقل 0.1). تم تحقيق توافق أفضل بين ملاحظاتنا في المرحلة 0.58 والنماذج ذات المراحل القريبة 4.55 و 4.61 ولكن، نظراً لعدم توفر دورات نموذجية لاحقة حالياً، فلا يمكن مقارنة المراحل المرصودة 0.79 و 1.53 بالنماذج في هذه الحالة.
للحصول على توافق جيد مع الأقطار الزاوية الموحدة المرصودة، كان يجب وضع النجم النموذجي على مسافة “مناسبة” تبلغ حوالي 78 فرسخ فلكي، مقارنة بـ \(104\pm10\) فرسخ فلكي للنجم الحقيقي (WHI08)، حيث تعكس الفروق حقيقة أن دبليو هيا لها فترة أطول بشكل ملحوظ (385 يوماً) وبالتالي هي أكبر من النجم النموذجي في o54 (330 يوماً، نصف قطر النجم الأصلي 216 R\(_{\sun}\)).
في الشكل [w_hya_2] نعرض ملاحظات 1999Feb و 2000Jan (\(\Phi=0.58\) و \(\Phi=1.53\) على التوالي) مع منحنيات UD(\(\lambda\)) لنماذج o54(fx) بالمراحل 2.51 و 3.49 من الدورات المتتالية. الشكل [w_hya_2a] يعرض ملاحظة 1999Apr (\(\Phi=0.79\)) مع نموذج المرحلة 2.70، بالإضافة إلى نماذج المرحلة 2.80 و 3.70 لإظهار تأثيرات المرحلة والدورة المهمة. الشكل [w_hya_3] يعرض ملاحظة 1999Feb لـ دبليو هيا (\(\Phi=0.58\)) مع نماذج المرحلة 4.55 و 4.61 بالإضافة إلى نموذج المرحلة 3.59 من الدورة السابقة والذي يعطي توافقاً عاماً أقل رضا. نلاحظ أن الدورة التي تحتوي على المراحل من 3.49 إلى 3.70 لها قيم UD أصغر بشكل عام من الدورات الأخرى المستخدمة في الأشكال من [w_hya_2] إلى [w_hya_3]، أي أن النجم النموذجي يبدو أصغر في هذه الدورة وكان يجب توسيعه وفقاً لذلك.
لملاحظات ر ليو في مرحلتين، لم تتطابق أي من الدورات الأربع المتاحة من سلسلة نماذج r52 (التي صممت في الأصل لوصف ر ليو) مع منحنى UD(\(\lambda\)) المرصود بشكل جيد، بينما توفر دورتان من سلسلة o54 بفترة أطول قليلاً ملاءمة معقولة. للحصول على توافق جيد مع الملاحظات، تم ضبط نجم النموذج على مسافة تقريبية تبلغ 93pc، للمقارنة مع القياسات البارالاكسية المقدمة من (GAT92)[\(120\pm14\)pc] و(LEE07)[HIPPARCOS \(73\pm6\)pc] ومع متوسط المسافة الموزون المقترح من (WHI08)[\(111\pm17\)pc]. هنا، مشابهاً لحالة W Hya، نلاحظ أن الملاحظة \(\Phi=0.75\) تقع في نطاق المرحلة الذي يظهر فيه اعتماد منحنى UD(\(\lambda\)) الملحوظ بشكل واضح عندما يزداد منحنى ضوء ميرا بشكل حاد جداً. توفر هذه المنحنيات ملاءمة معقولة ضمن المناطق الطيفية \(HKL\)، بينما تكون أقطار UD النمذجة في نطاق الطيف \(J\) أكبر بنسبة 15 بالمئة من القيمة المرصودة في المرحلة 0.49.
لـ \(o\) Cet، تمت الملاحظات في مرحلتين خلال دورتين مختلفتين تماماً (1998Sep و 2002Jul) بحيث لا يمكن دراسة تأثيرات الدورة-المرحلة بسهولة في هذه الحالة. توجد مشكلتان أساسيتان عندما قمنا بملاءمة النماذج المتاحة لمنحنيات UD(\(\lambda\)) المرصودة. (i) يجب وضع النجوم الأصلية للنموذج على مسافة تقريباً 80pc (o54) أو تقريباً 70pc (r52)، وكلاهما أصغر بشكل هامشي من القيم المذكورة في الأدبيات، مثل 92 \(\pm10\)pc بعد (WHI08). (ii) يميل انخفاض قطر UD المقاس في 1998Sep على الجانب الطويل الموجة من النطاق المائي القوي 3\(\mu\)m إلى أن يكون أكثر حدة بشكل ملحوظ من أي نماذج متوقعة.
لقد قمنا بقياس أقطار النجوم المتغيرة من نوع ميرا التي تعتمد على الطول الموجي من 1.0-3.4\(\mu\)m وطيفها في ما يصل إلى ثلاث فترات مختلفة، وهي الدراسة الأولى من نوعها في الأشعة تحت الحمراء القريبة. جميع النجوم المراقبة تظهر تقلبات قوية في أقطارها الزاوية UD كدالة للطول الموجي، غالباً ما تظهر عاملاً تقريباً \(\sim\)2 في قطر UD بين 1.0\(\mu\)m و 3.0\(\mu\)m. وجدنا أن علاقة UD(\(\lambda\)) تظهر تقلبات مع الطور ودورة النبض، مما يكشف عن تعقيد مساهمات العتامة المعتمدة على الدورة والطور من الجزيئات، وبشكل رئيسي H\(_2\)O و CO، في طبقات مختلفة.
وجدنا أن هناك توافقاً جيداً بين علاقة UD(\(\lambda\)) المقاسة والطيف، وتلك المتوقعة من النماذج النظرية المصممة لتمثيل o Cet (انظر ISW08). عند مقارنة النجمين اللذين يُعتقد أن معاييرهُما تشبه إلى حد كبير معايير إدخال النموذج، R Leo و o Cet، مع توقعات النموذج (IRE08)، وجدنا أن أقطار UD النموذجية أصغر بعض الشيء في منطقة \(1.1-3.8\,\mu\)m.
كما تظهر بياناتنا توافقاً جيداً مع النتائج للنجم المتغير ميرا S Ori بواسطة WIT08، حيث أن أقل أقطار UD الزاوية هي الأصغر عند 1.3-1.4 و 1.6-1.7\(\mu\)m وتزداد بعامل 1.4-1.5 حول 2.0\(\mu\)m. للمقارنة الكاملة مع الأقطار الزاوية UD المقاسة بالتداخل في نطاقات الطيف المستمر، انظر WOO08.
سيتم تقديم المزيد من العمل مع هذه البيانات، بما في ذلك دراسات التماثل، في المنشورات اللاحقة.
لقد دُعم هذا العمل بمنح من المؤسسة الوطنية للعلوم، مجلس البحوث الأسترالي والمجتمع الألماني للبحث (MS). تم الحصول على البيانات المقدمة هنا في مرصد W.M. Keck، الذي يُدار كشراكة علمية بين معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا، جامعة كاليفورنيا وإدارة الطيران والفضاء الوطنية. تم إنشاء المرصد بفضل الدعم المالي السخي من مؤسسة W.M. Keck. نحن نقدر بامتنان ملاحظات النجم المتغير من قاعدة بيانات AAVSO الدولية التي ساهم بها المراقبون من جميع أنحاء العالم والتي استُخدمت في هذا البحث. نشكر أيضاً ألبرت جونز وبيتر ويليامز على بيانات منحنى الضوء لـ W Hya.