Cefeidové variabilné hviezdy - trieda hviezd, ktoré sa menia v priebehu času - sa už dlho používajú na meranie vzdialeností v našom miestnom regióne vesmíru. Od svojho objavu Edwardom Pigottom v roku 1784 sa urobili ďalšie spresnenia týkajúce sa vzťahu medzi obdobím ich variability a ich jasnosťou a Cefeidy boli podrobne študované a monitorované profesionálnymi a amatérskymi astronómami.
Ale ako sa dalo predvídať, ako sa stali ich periodické pulzy, kľúčový aspekt Cefeidových premenných nebol nikdy dobre pochopený: ich hmotnosť. Dve rôzne teórie - hviezdny vývoj a hviezdna pulzácia - dali rôzne odpovede, pokiaľ ide o masy, ktorými by tieto hviezdy mali byť. Čo bolo dlho potrebné na nápravu tejto chyby, bol systém zatmievajúcich sa binárnych hviezd, ktoré obsahovali Cepheid, takže orbitálne výpočty mohli dať hmotnosti hviezdy vysokej miere presnosti. Takýto systém bol konečne objavený a hmotnosť Cepheidu, ktorý obsahuje, sa vypočítala s presnosťou na 1%, čím sa účinne ukončil rozpor, ktorý pretrváva od 60. rokov.
Systém, pomenovaný OGLE-LMC-CEP0227, obsahuje klasickú Cefeidovú premennú (na rozdiel od Cefeidu typu II, ktorá má nižšiu hmotnosť a má inú evolučnú stopu), ktorá sa mení v priebehu 3,8 dňa. Nachádza sa vo Veľkom Magellanovom mračne a keď sa hviezdy obiehajú počas 310 dní, navzájom sa zatmávajú z našej perspektívy na Zemi. Bolo zistené ako súčasť experimentu optického gravitačného šošovky a z akronymovej polievky môžete vidieť, že výsledkom je prvá časť mena, Veľký Magellanov mračno, druhý a CEP je skratka pre Cepheid.
Tím medzinárodných astronómov v čele s Grzegorzom Pietrzynským z Universidad de Concepción, Čile a Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego, Poľsko meral spektrá systému pomocou spektrografu MIKE na 6,5 m ďalekohľade Magellan Clay v Las Campanas Observatory v Čile a HARPS. spektrograf pripojený k 3,6 m ďalekohľadu Európskeho južného observatória v La Silla.
Tím tiež zmeral zmeny jasu a mierne červeného a modrého posunu svetla z hviezd, keď sa obiehali, ako aj pulzovanie Cefeidu. Vykonaním všetkých týchto meraní boli schopní vytvoriť model hmotností hviezd, ktoré by mali poskytnúť orbitálnu mechaniku systému. Nakoniec hmotnosť predpovedaná teóriou hviezdnej pulzácie súhlasila s vypočítanou hmotnosťou oveľa viac ako hmotnosť predpovedaná teóriou hviezdnej evolúcie. Inými slovami, teória hviezdnej pulzácie FTW !!
Svoje výsledky dnes uverejnili v liste prírodaa na záver listu napíšte: „Preceňovanie hmotností Cefeidov teóriou evolúcie hviezd môže byť dôsledkom výraznej straty hmotnosti, ktorú utrpeli Cefeidy počas fázy pulzovania ich života - k tejto strate by mohlo dôjsť prostredníctvom radiálnych pohybov a otrasov v atmosféra. Existencia mierneho miešania vnútorných jadier v hlavnom progenitorovi Cepheidu, ktorý by mal tendenciu znižovať svoj odhad evolučnej hmotnosti, je ďalším možným spôsobom zladenia evolučnej hmoty Cefeidov s ich pulzačnou hmotnosťou. ““
Premenné Cepheid majú svoje meno od hviezdy Delta Cephei (v súhvezdí Cepheus), ktorú objavil John Goodricke ako premenlivá hviezda niekoľko mesiacov po objavení Pigotta v roku 1784. Existuje mnoho rôznych druhov premenných hviezd, a ak ste Americká asociácia pozorovateľov hviezdy, ktorá má záujem o viac alebo dokonca účasť na pozorovaní a zaznamenávaní ich variability, má veľké množstvo informácií.
Zdroj: ESO, originálny list prírody
