Stelele variabile cefeide - o clasă de stele care variază în luminozitate în timp - au fost folosite de mult timp pentru a ajuta la măsurarea distanțelor în regiunea noastră locală a Universului. De la descoperirea lor în 1784 de către Edward Pigott, s-au făcut perfecționări suplimentare cu privire la relația dintre perioada variabilității și luminozitatea lor, iar Cepheids au fost studiate și monitorizate îndeaproape de astronomii profesioniști și amatori.
Dar, la fel de previzibil cum au devenit pulsiunile lor periodice, un aspect cheie al variabilelor cefeide nu a fost niciodată bine înțeles: masa lor. Două teorii diferite - evoluția stelară și pulsiunea stelară - au dat răspunsuri diferite în ceea ce privește masele care ar trebui să fie aceste stele. Ceea ce a fost nevoie de mult timp pentru a corecta această eroare a fost un sistem de stele binare eclipsante care conțineau un cefeid, astfel încât calculele orbitale ar putea produce masa stelei la un grad ridicat de precizie. Un astfel de sistem a fost descoperit în sfârșit, iar masa cefeidului pe care o conține a fost calculată până la 1%, încheind efectiv o discrepanță care a persistat încă din anii '60.
Sistemul, numit OGLE-LMC-CEP0227, conține o variabilă cefeidă clasică (spre deosebire de cefeida de tip II, care are o masă mai mică și are o pistă evolutivă diferită) care variază peste 3,8 zile. Este localizat în Marele Magellanic Cloud, iar pe măsură ce stelele orbitează reciproc pe o perioadă de 310 zile, ele se eclipează reciproc din perspectiva noastră pe Pământ. Acesta a fost detectat ca parte a Experimentului Optic Gravitational Lensing Experiment și puteți vedea din supa de acronime că acest lucru dă prima parte a numelui, Marele Magellanic Cloud al doilea, iar CEP reprezintă Cepheid.
O echipă de astronomi internaționali, în frunte cu Grzegorz Pietrzynski, de la Universidad de Concepción, Chile și Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego, Polonia a măsurat spectrele sistemului folosind spectrofograma MIKE la telescopul Clay Magellan de 6,5 m, la Observatorul Las Campanas din Chile și HARPS spectrograf atașat la telescopul de 3,6 m al Observatorului European Sud de la La Silla.
Echipa a măsurat, de asemenea, schimbările de luminozitate și ușor roșu și albastru de lumină de la stele în timp ce s-au orbitat reciproc, precum și pulsul cefeidului. Luând toate aceste măsurători, au fost capabili să creeze un model al maselor stelelor care ar trebui să producă mecanica orbitală a sistemului. La final, masa prezisă de teoria pulsiunii stelare a fost de acord cu mult mai mult cu masa calculată decât cea prevăzută de teoria evoluției stelare. Cu alte cuvinte, teoria pulsiunii stelare FTW !!
Și-au publicat rezultatele astăzi într-o scrisoare către Naturăși scrieți în concluzia scrisorii: „Supraestimarea maselor cefeidului prin teoria evoluției stelare poate fi consecința unei pierderi de masă semnificative suferite de cefeide în faza de pulsare a vieții lor - o astfel de pierdere ar putea apărea prin mișcări radiale și șocuri în atmosfera. Existența unui amestec intern ușor de miez în progenitorul de secvență principală al cefeidului, care ar avea tendința de a reduce estimarea masei sale evolutive, este un alt mod posibil de a reconcilia masa evolutivă a cefeidelor cu masa lor de pulsare. "
Variabilele cefeide își preiau numele din stea Delta Cephei (în constelația Cepheus), care a fost descoperită de John Goodricke ca fiind o stea variabilă la câteva luni după descoperirea lui Pigott în 1784. Există multe tipuri diferite de stele variabile și dacă sunteți interesat să învețe mai mult sau chiar să participe la observarea și înregistrarea variabilității acestora, Asociația Americană a Observatorilor Stelelor Variabile are o mulțime de informații.
Sursa: ESO, scrisoare originală a naturii
