Variabele sterren van Cepheid - een klasse van sterren die in de loop van de tijd in helderheid variëren - worden al lang gebruikt om afstanden in onze lokale regio van het heelal te helpen meten. Sinds hun ontdekking in 1784 door Edward Pigott zijn er verdere verfijningen aangebracht in de relatie tussen de periode van hun variabiliteit en hun helderheid, en is Cepheids nauwkeurig bestudeerd en gevolgd door professionele en amateurastronomen.
Maar hoe voorspelbaar hun periodieke pulsaties ook zijn geworden, een belangrijk aspect van de cepheid-variabelen is nooit goed begrepen: hun massa. Twee verschillende theorieën - stellaire evolutie en stellaire pulsatie - hebben verschillende antwoorden gegeven over de massa die deze sterren zouden moeten zijn. Wat lang nodig was om deze fout te corrigeren, was een systeem van verduisterende dubbelsterren met een cepheid, zodat de orbitale berekeningen de massa van de ster met een hoge mate van nauwkeurigheid konden opleveren. Zo'n systeem is eindelijk ontdekt en de massa van de Cepheid die erin zit, is berekend op minder dan 1%, waarmee een einde komt aan een discrepantie die sinds de jaren zestig is blijven bestaan.
Het systeem, genaamd OGLE-LMC-CEP0227, bevat een klassieke Cepheid-variabele (in tegenstelling tot een Type II Cepheid, die een lagere massa heeft en een ander evolutionair spoor volgt) dat varieert over 3,8 dagen. Het bevindt zich in de Grote Magelhaense Wolk en aangezien de sterren gedurende een periode van 310 dagen om elkaar heen draaien, verduisteren ze elkaar vanuit ons perspectief op aarde. Het werd gedetecteerd als onderdeel van het Optical Gravitational Lensing Experiment, en je kunt aan de afkorting soep zien dat dit het eerste deel van de naam oplevert, de Large Magellanic Cloud het tweede, en CEP staat voor Cepheid.
Een team van internationale astronomen onder leiding van Grzegorz Pietrzynski van de Universidad de Concepción, Chili en het Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego, Polen, heeft de spectra van het systeem gemeten met behulp van de MIKE-spectrograaf bij de Magellan Clay-telescoop van 6,5 m in het Las Campanas-observatorium in Chili en de HARPS spectrograaf bevestigd aan de 3,6 m telescoop van de European Southern Observatory in La Silla.
Het team mat ook de veranderingen in helderheid en licht rood en blauwverschuiving van het licht van de sterren terwijl ze om elkaar heen draaiden, evenals het pulseren van de cepheid. Door al deze metingen te doen, konden ze een model maken van de massa's van de sterren die de orbitale mechanica van het systeem zouden moeten opleveren. Uiteindelijk kwam de massa voorspeld door de stellaire pulsatietheorie veel meer overeen met de berekende massa dan die voorspeld door de stellaire evolutietheorie. Met andere woorden, stellaire pulsatietheorie FTW !!
Ze publiceerden hun resultaten vandaag in een brief aan Natuur, en schrijf in de conclusie van de brief: “De overschatting van Cepheid-massa's door de stellaire evolutietheorie kan het gevolg zijn van aanzienlijk massaverlies dat Cepheids lijdt tijdens de pulsatiefase van hun leven - dergelijk verlies kan optreden door radiale bewegingen en schokken in de atmosfeer. Het bestaan van milde interne kernmenging in de hoofdreeksvoorloper van de Cepheid, die de neiging heeft haar evolutionaire massaschatting te verminderen, is een andere mogelijke manier om de evolutionaire massa van Cepheids te verzoenen met hun pulsatiemassa. ”
Cepheid-variabelen ontlenen hun naam aan de ster Delta Cephei (in het sterrenbeeld Cepheus), die enkele maanden na de ontdekking van Pigott in 1784 door John Goodricke werd ontdekt als een variabele ster. Er zijn veel verschillende soorten variabele sterren, en als je dat bent De American Association of Variable Star Observers, die meer wil leren of zelfs wil deelnemen aan het observeren en vastleggen van hun variabiliteit, heeft een schat aan informatie.
Bron: ESO, originele Nature-brief
