Variable Cepheid-Sterne - eine Klasse von Sternen, deren Helligkeit sich im Laufe der Zeit ändert - werden seit langem verwendet, um Entfernungen in unserer lokalen Region des Universums zu messen. Seit ihrer Entdeckung im Jahr 1784 durch Edward Pigott wurden weitere Verbesserungen hinsichtlich der Beziehung zwischen der Periode ihrer Variabilität und ihrer Leuchtkraft vorgenommen, und Cepheiden wurden von professionellen Astronomen und Amateurastronomen genau untersucht und überwacht.
So vorhersehbar ihre periodischen Pulsationen auch geworden sind, ein Schlüsselaspekt der Cepheid-Variablen wurde nie gut verstanden: ihre Masse. Zwei verschiedene Theorien - Sternentwicklung und Sternpulsation - haben unterschiedliche Antworten auf die Massen gegeben, die diese Sterne sein sollten. Was seit langem benötigt wurde, um diesen Fehler zu korrigieren, war ein System zum Verdunkeln von Doppelsternen, die eine Cepheid enthielten, so dass die Orbitalberechnungen die Masse des Sterns mit einem hohen Maß an Genauigkeit ergeben konnten. Ein solches System wurde schließlich entdeckt, und die Masse der darin enthaltenen Cepheid wurde auf 1% berechnet, wodurch eine seit den 1960er Jahren bestehende Diskrepanz effektiv beendet wurde.
Das System mit dem Namen OGLE-LMC-CEP0227 enthält eine klassische Cepheid-Variable (im Gegensatz zu einer Cepheid vom Typ II, die eine geringere Masse aufweist und einen anderen Entwicklungspfad einnimmt), die über 3,8 Tage variiert. Es befindet sich in der großen Magellanschen Wolke und während sich die Sterne über einen Zeitraum von 310 Tagen gegenseitig umkreisen, verdunkeln sie sich aus unserer Sicht auf die Erde. Es wurde als Teil des optischen Gravitationslinsenexperiments entdeckt, und Sie können dem Akronym Suppe entnehmen, dass dies den ersten Teil des Namens ergibt, die große Magellansche Wolke den zweiten, und CEP steht für Cepheid.
Ein Team internationaler Astronomen unter der Leitung von Grzegorz Pietrzynski von der Universidad de Concepción, Chile, und dem Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego, Polen, maß die Spektren des Systems mit dem MIKE-Spektrographen am 6,5-m-Magellan-Tonteleskop am Las Campanas-Observatorium in Chile und am HAR Spektrograph am 3,6-m-Teleskop des Europäischen Südobservatoriums in La Silla.
Das Team maß auch die Helligkeitsänderungen und das leichte Rot und die Blauverschiebung des Lichts der Sterne, wenn sie sich umkreisten, sowie das Pulsieren der Cepheid. Durch all diese Messungen konnten sie ein Modell der Massen der Sterne erstellen, das die Orbitalmechanik des Systems liefern sollte. Am Ende stimmte die durch die Sternpulsationstheorie vorhergesagte Masse viel mehr mit der berechneten Masse überein als die durch die Sternentwicklungstheorie vorhergesagte. Mit anderen Worten, Sternpulsationstheorie FTW !!
Sie haben ihre Ergebnisse heute in einem Brief an veröffentlicht Naturund schreiben Sie in der Schlussfolgerung des Briefes: „Die Überschätzung der Cepheid-Massen durch die Sternentwicklungstheorie kann die Folge eines signifikanten Massenverlusts sein, den Cepheiden während der Pulsationsphase ihres Lebens erleiden - ein solcher Verlust könnte durch radiale Bewegungen und Schocks in der Atmosphäre. Die Existenz einer milden inneren Kernmischung im Hauptsequenzvorläufer der Cepheid, die dazu neigen würde, ihre Schätzung der evolutionären Masse zu verringern, ist ein weiterer möglicher Weg, um die evolutionäre Masse der Cepheiden mit ihrer Pulsationsmasse in Einklang zu bringen. “
Cepheid-Variablen haben ihren Namen vom Stern Delta Cephei (im Sternbild Cepheus), der einige Monate nach Pigotts Entdeckung im Jahr 1784 von John Goodricke als variabler Stern entdeckt wurde. Es gibt viele verschiedene Arten variabler Sterne, und wenn ja Die American Association of Variable Star Observers ist daran interessiert, mehr zu lernen oder sogar an der Beobachtung und Aufzeichnung ihrer Variabilität teilzunehmen. Sie verfügt über eine Fülle von Informationen.
Quelle: ESO, originaler Naturbrief
