Cepheid variable stjerner - en klasse av stjerner som varierer i lysstyrke over tid - har lenge vært brukt til å måle avstander i vår lokale region av universet. Siden oppdagelsen av Edward Pigott i 1784, har ytterligere forbedringer blitt gjort om forholdet mellom perioden med variabilitet og lysstyrke, og Cepheids er blitt studert nøye og overvåket av profesjonelle og amatørastronomer.
Men så forutsigbar som deres periodiske pulsasjoner har blitt, har et sentralt aspekt av Cepheid-variabler aldri blitt godt forstått: deres masse. To forskjellige teorier - stellar evolusjon og stjernepulsering - har gitt forskjellige svar på massene disse stjernene skal være. Det som lenge har vært nødvendig for å rette opp denne feilen, var et system med formørkelse av binære stjerner som inneholdt en Cepheid, slik at orbitalberegningene kunne gi massen til stjernen til en høy grad av nøyaktighet. Et slikt system er endelig blitt oppdaget, og massen av Cepheid det inneholder, er beregnet til innenfor 1%, noe som effektivt avslutter et avvik som har vedvart siden 1960-tallet.
Systemet, kalt OGLE-LMC-CEP0227, inneholder en klassisk Cepheid-variabel (i motsetning til en Type II Cepheid, som har lavere masse og tar et annet evolusjonsspor) som varierer over 3,8 dager. Den ligger i den store magellanske skyen, og når stjernene går i bane rundt hverandre i løpet av 310 dager, blir de eklipser fra vårt perspektiv på jorden. Det ble oppdaget som en del av Optical Gravitational Lensing Experiment, og du kan se av forkortelsesuppen at dette gir den første delen av navnet, den store magellanske skyen den andre, og CEP står for Cepheid.
Et team av internasjonale astronomer ledet av Grzegorz Pietrzynski fra Universidad de Concepción, Chile og Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego, Polen målte spektrene til systemet ved hjelp av MIKE-spektrografen ved 6,5-m Magellan Clay-teleskopet ved Las Campanas observatorium i Chile og HARPS spektrograf festet til 3,6-m teleskopet fra European Southern Observatory på La Silla.
Teamet målte også endringene i lysstyrke og svak rød og blåskifting av lyset fra stjernene når de gikk i bane rundt hverandre, samt pulseringen av Cepheid. Ved å ta alle disse målingene, var de i stand til å lage en modell av massene til stjernene som skulle gi den orbitale mekanikken i systemet. Til slutt stemte massen som var forutsagt av stjernepulsasjonsteori mye mer med den beregnede massen enn den som var forutsagt av stjernen evolusjonsteori. Med andre ord, stellar pulsasjonsteori FTW !!
De publiserte resultatene i dag i et brev til Natur, og skriv i konklusjonen av brevet: ”Overvurderingen av Cepheid-massene ved stellar evolusjonsteori kan være en konsekvens av betydelig massetap som Cepheids har lidd i løpet av deres pulsasjonsfase - slikt tap kan oppstå ved radielle bevegelser og støt i stemning. Eksistensen av mild indre kjerneblanding i hovedsekvensforfederen til Cepheid, som vil ha en tendens til å redusere dets evolusjonære massestimat, er en annen mulig måte å forene den evolusjonsmassen til Cepheids med deres pulsmasse. "
Cepheid-variabler tar navnene fra stjernen Delta Cephei (i stjernebildet Cepheus), som ble oppdaget av John Goodricke for å være en variabel stjerne noen måneder etter Pigottes oppdagelse i 1784. Det er mange forskjellige typer variable stjerner, og hvis du er interessert i å lære mer eller til og med delta i å observere og registrere deres variabilitet, har American Association of Variable Star Observers et vell av informasjon.
Kilde: ESO, originalt naturbrev
