Змінні зірки Цефеїда - клас зірок, що змінюються за часом яскравості - давно використовуються для вимірювання відстаней у нашому локальному регіоні Всесвіту. З моменту їх відкриття в 1784 році Едвардом Піготтом були зроблені подальші уточнення щодо зв’язку між періодом їх мінливості та їх світністю, а цефеїди були ретельно вивчені та відстежені професійними та астрономами-любителями.
Але настільки передбачуваним, як стали їх періодичні пульсації, ключовий аспект змінних Цефеїда ніколи не був добре зрозумілий: їх маса. Дві різні теорії - еволюція зоря та пульсація зірки - дали різні відповіді щодо мас, якими мають бути ці зірки. Для виправлення цієї помилки вже давно потрібна система затемнення бінарних зірок, яка містила цефеїд, щоб орбітальні обчислення могли дати масу зірки з високою точністю. Така система нарешті була виявлена, і маса цефеїдів, яку вона містить, була розрахована в межах 1%, що фактично закінчило розбіжність, що зберігається з 1960-х років.
Система, названа OGLE-LMC-CEP0227, містить класичну змінну Cepheid (на відміну від цефеїду типу II, що має меншу масу і займає інший еволюційний слід), який змінюється протягом 3,8 дня. Він розташований у Великій Магеллановій Хмарі, і коли зорі обходять один одного протягом 310 днів, вони затемнюють один одного з нашої точки зору на Землі. Це було виявлено як частина експерименту оптичного гравітаційного лінінгу, і ви можете бачити з супу з абревіатури, що це дає першу частину назви, Велика Магелланова Хмара - другу, а СЕП - це Цефеїд.
Команда міжнародних астрономів на чолі з Гжегожем Петжиньським з Університету де Консепсьйон, Чилі та Обсерваторія Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego, Польща виміряла спектри системи за допомогою спектрографа MIKE на 6,5-метровому телескопі Magellan Clay в обсерваторії Las Campanas в Чілі та Чиказькій обсерваторії HARPS в Чилі та на обсерваторії Las Campanas в Чілі спектрограф, прикріплений до 3,6-метрового телескопа Європейської південної обсерваторії в Ла-Сіллі.
Команда також виміряла зміни яскравості та незначного червоного та синього зміщення світла від зірок, коли вони оберталися навколо них, а також пульсуючий цефеїд. Здійснивши всі ці вимірювання, вони змогли створити модель мас зірок, яка повинна дати орбітальній механіці системи. Врешті-решт, маса, передбачена теорією зоряної пульсації, збігалася набагато більше із розрахунковою масою, ніж та, яку передбачила теорія еволюції зір. Іншими словами, теорія зоряної пульсації FTW !!
Вони опублікували свої результати сьогодні в листі до Природа, і у висновку листа напишіть: «Завищення мас Цефеїда за теорією зоряної еволюції може бути наслідком значних масових втрат, які зазнали цефеїди під час фази пульсації - такі втрати можуть статися через радіальні рухи та поштовхи. атмосфера. Існування м'якого змішування внутрішнього ядра в геніальній головній послідовності цефеїду, яке, як правило, знизить оцінку еволюційної маси, є ще одним можливим способом узгодження еволюційної маси цефеїдів з їх пульсаційною масою ".
Змінні Цефеїда беруть свої назви від зірки Дельта Цефея (у сузір’ї Цефея), яку було відкрито Джоном Гудріке як змінну зірку через кілька місяців після відкриття Піготта в 1784 р. Існує багато різних типів змінних зірок, і якщо ви зацікавлений у тому, щоб дізнатися більше або навіть брати участь у спостереженні та фіксуванні їх змінності, Американська асоціація спостерігачів змінних зірок має велику кількість інформації.
Джерело: ESO, оригінальний лист Nature
