Pola obserwowane w NGC 300. Źródło zdjęcia: ESO Kliknij, aby powiększyć
Pulsujące gwiazdy cefeidowe były używane jako wskaźniki odległości od wczesnego odkrycia Henrietty Leavitt prawie sto lat temu. Na podstawie danych fotograficznych dotyczących jednej z sąsiednich galaktyk Drogi Mlecznej, Małej Chmury Magellana, odkryła, że jasność tych gwiazd ściśle koreluje z okresami pulsacji.
Ta zależność okres-jasność, po skalibrowaniu, pozwala na precyzyjne określenie odległości galaktyki po odkryciu w niej cefeid oraz zmierzeniu ich okresów i średnich wielkości.
Podczas gdy metoda Cefeid nie dociera wystarczająco daleko we Wszechświecie, aby bezpośrednio określić parametry kosmologiczne, takie jak stała Hubble'a, odległości Cefeid do stosunkowo pobliskich rozwiązanych galaktyk położyły fundamenty pod takie prace w przeszłości, jak w kluczowym projekcie Kosmicznego Teleskopu Hubble'a w pozagalaktycznej skali odległości. Cefeidy rzeczywiście stanowią jeden z pierwszych kroków w kosmicznej drabinie odległości.
Obecny główny problem związany z metodą Cefeid polega na tym, że jego zależność od metaliczności galaktyki, czyli jej zawartości w pierwiastkach cięższych niż wodór i hel, nigdy nie została dokładnie zmierzona. Inną intrygującą trudnością związaną z tą metodą jest fakt, że całkowite pochłanianie światła Cefeidy w drodze na Ziemię, a w szczególności ilość pochłaniania w galaktyce gospodarza Cefeid, muszą być dokładnie ustalone, aby uniknąć znacznych błędów w określaniu odległości.
Aby rozwiązać ten problem, Wolfgang Gieren (Uniwersytet Concepcion, Chile) i jego zespół opracowali duży program w ESO: Projekt Araukaria. Jego celem jest uzyskanie odległości do stosunkowo pobliskich galaktyk z dokładnością lepszą niż 5 procent.
Jedną z kluczowych galaktyk zespołu Araucaria Project jest piękna, niemal twarzą w twarz galaktyka NGC 300 w Sculptor Group. W badaniu obrazowania szerokiego pola przeprowadzonego w teleskopie ESO / MPG 2,2 m na La Silla w latach 1999-2000 zespół odkrył ponad sto zmiennych cefeidów obejmujących szeroki zakres w okresie pulsacji. Zdjęcia galaktyki i niektóre jej cefeidy z tych danych zostały opublikowane w ESO Press Photos 18a-h w 2002 roku. W ubiegłym roku zespół przedstawił odległość NGC 300 uzyskaną z tych obrazów optycznych w pasmach V i I.
Zespół uzupełnił ten unikalny zestaw danych o nowe dane pobrane kamerą bliskiej podczerwieni i spektrometrem ISAAC z 8,2-metrowego teleskopu VLT Antu ESO.
„Istnieją trzy zasadnicze zalety pracy na odległość Cefeid, gdy zamiast danych optycznych stosuje się obrazy uzyskane za pomocą pasm bliskiej podczerwieni”, mówi Wolfgang Gieren. Najważniejszym zyskiem jest fakt, że absorpcja światła gwiazd w bliskiej podczerwieni, a zwłaszcza w paśmie K, jest dramatycznie zmniejszona w porównaniu z efektem, jaki materia międzygwiezdna ma na widzialnych długościach fal. Drugą zaletą jest to, że krzywe światła Cefeida w podczerwieni mają mniejsze amplitudy i są znacznie bardziej symetryczne niż ich odpowiedniki optyczne, co pozwala zmierzyć średnią jasność pasma K Cefeida tylko z bardzo niewielu, i zasadniczo z jednej obserwacji znana faza pulsacji. Natomiast prace optyczne wymagają obserwacji pełnych krzywych światła w celu ustalenia dokładnych średnich wielkości. Trzecią podstawową zaletą podczerwieni jest zmniejszona wrażliwość okresu świetlistości na metaliczność i mieszanie się z innymi gwiazdami w zatłoczonych polach odległej galaktyki.
Biorąc to pod uwagę, jednym z głównych celów dużego programu zespołu było przeprowadzenie obserwacji cefeid w bliskiej podczerwieni w docelowych galaktykach projektu, które wcześniej odkryto w optycznych badaniach szerokiego pola.
Głębokie obrazy w pasmach J i K trzech pól w NGC 300 zawierających 16 cefeid zostały zrobione za pomocą VLT / ISAAC w 2003 roku.
„Wysoka jakość danych pozwoliła na bardzo dokładny pomiar średnich wielkości J i K cefeid na podstawie zaledwie 2 obserwacji każdej gwiazdy uzyskanych w różnym czasie”, mówi Grzegorz Pietrzyński, inny członek zespołu, również z Concepcion .
Korzystając z tych niezwykłych danych, zbudowano relacje okres-jasność. „Są to najdokładniejsze relacje PL w podczerwieni, jakie kiedykolwiek uzyskano dla próbki Cefeidy w galaktyce poza Obłokami Magellana”, podkreśla Wolfgang Gieren.
Całkowitą absorpcję światła („zaczerwienienie”) cefeid w NGC 300 uzyskano przez połączenie wartości odległości galaktyki uzyskanych w różnych pasmach optycznych i bliskiej podczerwieni, w których zaobserwowano NGC 300. Doprowadziło to do odkrycia, że bardzo znaczący udział w całkowitym zaczerwienieniu od absorpcji wewnętrznej do NGC 300. Ta wewnętrzna absorpcja ma istotny wpływ na określenie odległości, ale nie była wcześniej brana pod uwagę.
Zespół był w stanie zmierzyć odległość do NGC 300 z niespotykaną dotąd całkowitą niepewnością wynoszącą tylko około 3 procent. Astronomowie odkryli, że NGC 300 znajduje się w odległości 6,13 miliona lat świetlnych.
Oryginalne źródło: ESO News Release
