Gwiazdy zmienne cefeidowe - klasa gwiazd o różnej jasności w czasie - od dawna służą do pomiaru odległości w naszym lokalnym regionie Wszechświata. Od czasu ich odkrycia w 1784 roku przez Edwarda Pigotta dokonano dalszych udoskonaleń dotyczących związku między okresem ich zmienności a ich świetlistością, a cefeidy były dokładnie badane i monitorowane przez zawodowych i amatorskich astronomów.
Ale choć przewidywalne stały się ich okresowe pulsacje, kluczowy aspekt zmiennych cefeidalnych nigdy nie został dobrze poznany: ich masa. Dwie różne teorie - ewolucja gwiezdna i pulsacja gwiezdna - dały różne odpowiedzi co do mas, jakie powinny być te gwiazdy. Od dawna potrzebny był do naprawienia tego błędu system zaćmień podwójnych gwiazd, który zawierał cefeidę, tak aby obliczenia orbitalne mogły dać masę gwiazdy z dużą dokładnością. Taki system został w końcu odkryty, a masę cefeidów w nim zawartych obliczono na 1%, skutecznie kończąc rozbieżność, która utrzymywała się od lat 60. XX wieku.
System o nazwie OGLE-LMC-CEP0227 zawiera klasyczną zmienną cefeidalną (w przeciwieństwie do cefeidu typu II, która ma mniejszą masę i przyjmuje inną ścieżkę ewolucyjną), która zmienia się w ciągu 3,8 dnia. Znajduje się w Wielkim Obłoku Magellana, a gdy gwiazdy krążą wokół siebie przez okres 310 dni, zaćmią się one z naszej perspektywy na Ziemię. Został on wykryty w ramach eksperymentu optycznego grawitacyjnego soczewkowania i z zupy akronimowej wynika, że daje to pierwszą część nazwy, Wielki Obłok Magellana drugi, a CEP oznacza Cefeid.
Zespół międzynarodowych astronomów pod przewodnictwem Grzegorza Pietrzyńskiego z Universidad de Concepción, Chile i Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego w Polsce zmierzył widma układu za pomocą spektrografu MIKE w 6,5-metrowym teleskopie Magellan Clay w Obserwatorium Las Campanas w Chile i HARPS spektrograf dołączony do 3,6-metrowego teleskopu Europejskiego Obserwatorium Południowego w La Silla.
Zespół zmierzył także zmiany jasności oraz nieznaczne czerwone i niebieskie przesunięcie światła od gwiazd krążących wokół siebie, a także pulsowanie cefeidy. Wykonując wszystkie te pomiary, byli w stanie stworzyć model mas gwiazd, który powinien dać mechanikę orbitalną układu. Ostatecznie masa przewidywana przez teorię pulsacji gwiazdowej zgadzała się znacznie bardziej z obliczoną masą niż masa przewidywana przez teorię ewolucji gwiazd. Innymi słowy, teoria pulsacji gwiazd FTW !!
Opublikowali dziś swoje wyniki w liście do Naturai napisz na zakończenie listu: „Przeszacowanie mas cefeidów przez teorię ewolucji gwiezdnej może być konsekwencją znacznej utraty masy cefeidów podczas fazy pulsacji ich życia - taka utrata może nastąpić w wyniku ruchów promieniowych i wstrząsów w atmosfera. Istnienie łagodnego mieszania rdzenia wewnętrznego w prekursorze sekwencji głównej Cefeidu, które miałoby tendencję do zmniejszania jego oszacowanej masy ewolucyjnej, jest innym możliwym sposobem na pogodzenie ewolucyjnej masy Cefeid z ich masą pulsacyjną. ”
Zmienne cefeidowe biorą swoje nazwy od gwiazdy Delta Cephei (w konstelacji Cefeusza), która została odkryta przez Johna Goodricke'a jako gwiazda zmienna kilka miesięcy po odkryciu Pigotta w 1784 r. Istnieje wiele różnych rodzajów gwiazd zmiennych, a jeśli tak, to Amerykańskie Stowarzyszenie Obserwatorów Gwiazd Zmiennych, zainteresowane większą wiedzą, a nawet uczestnictwem w obserwowaniu i rejestrowaniu ich zmienności, ma wiele informacji.
Źródło: ESO, oryginalny list Nature
