Usando un raro tipo di gigantesche stelle variabili Cefeidi come marker di miglia cosmiche, gli astronomi hanno trovato un modo per misurare le distanze dagli oggetti tre volte più lontano nello spazio di quanto precedentemente possibile. Ma gli astronomi hanno trovato il modo di utilizzare le variabili Cefeidi "ultra long period" (ULP) come fari per misurare distanze fino a 300 milioni di anni luce e oltre.
I cefeidi classici sono luminosi, ma oltre 100 milioni di anni luce dalla Terra, il loro segnale si perde tra le altre stelle luminose, ha dichiarato Jonathan Bird, studente di dottorato in astronomia nello stato dell'Ohio, che ha discusso le sue scoperte alla conferenza dell'American Astronomical Society.
Ma gli ULP sono una classe rara ed extra-luminosa di Cefeide, che pulsa molto lentamente.
Gli astronomi hanno anche a lungo pensato che i cefeidi ULP non si evolvono allo stesso modo degli altri cefeidi. In questo studio, tuttavia, gli astronomi hanno scoperto che le prime prove di un cefeide ULP si evolvono allo stesso modo di un classico cefeide.
Esistono diversi metodi per calcolare la distanza dalle stelle e gli astronomi spesso devono combinare metodi per misurare indirettamente una distanza. La solita analogia è una scala, con ogni nuovo metodo un gradino più alto sopra un altro. Ad ogni nuovo gradino della scala della distanza cosmica, gli errori si sommano, riducendo la precisione della misurazione complessiva. Quindi, ogni singolo metodo che può saltare i gradini della scala è uno strumento prezioso per sondare l'universo.
Krzysztof Stanek, professore di astronomia nello stato dell'Ohio, ha applicato una tecnica di misurazione diretta nel 2006, quando ha usato la luce che emerge da un sistema stellare binario nella galassia M33 per misurare per la prima volta la distanza da quella galassia. M33 è a 3 milioni di anni luce dalla Terra.
Questa nuova tecnica che utilizza i cefeidi ULP è diversa. È un metodo indiretto, ma questo studio iniziale suggerisce che il metodo funzionerebbe per le galassie che sono molto più lontane rispetto a M33.
“Abbiamo riscontrato che i cefeidi a periodo ultra lungo sono un indicatore di distanza potenzialmente potente. Riteniamo che potrebbero fornire le prime misurazioni dirette della distanza stellare alle galassie nell'intervallo 50-100 megaparsecs (150 milioni - 326 milioni di anni luce) e ben oltre ", ha affermato Stanek.
Poiché i ricercatori in genere non prendono nota dei cefeidi di periodo ultra lungo, ce ne sono pochi nella documentazione astronomica. Per questo studio, lo studente di dottorato Jose Prieto di Stanek, Bird e Ohio State ha scoperto dalla letteratura 18 cefeidi ULP.
Ognuno si trovava in una galassia vicina, come la piccola nuvola di Magellano. Le distanze da queste galassie vicine sono ben note, quindi gli astronomi hanno usato quella conoscenza per calibrare la distanza dai cefeidi ULP.
Hanno scoperto che potevano usare i cefeidi ULP per determinare la distanza con un errore del 10-20 percento, un tasso tipico di altri metodi che compongono la scala della distanza cosmica.
"Speriamo di ridurre questo errore man mano che sempre più persone prendono nota dei cefeidi ULP nei loro sondaggi stellari", ha affermato Bird. "Ciò che abbiamo dimostrato finora è che il metodo funziona in linea di principio e i risultati sono incoraggianti".
Bird ha spiegato perché gli astronomi hanno ignorato i cefeidi ULP in passato.
I cefeidi di breve periodo, quelli che si illuminano e si attenuano ogni pochi giorni, creano buoni indicatori di distanza nello spazio perché il loro periodo è direttamente correlato alla loro luminosità - e gli astronomi possono usare tali informazioni di luminosità per calcolare la distanza. Polaris, la stella polare, è un cefeide ben noto e classico.
Ma gli astronomi hanno sempre pensato che i cefeidi ULP, che si illuminano e si attenuano nel corso di pochi mesi o più, non obbediscono a questa relazione. Sono più grandi e più luminosi del tipico cefeide. In effetti, sono più grandi e più luminosi della maggior parte delle stelle; in questo studio, ad esempio, i 18 cefeidi ULP avevano dimensioni comprese tra 12 e 20 volte la massa del nostro sole.
La luminosità li rende buoni indicatori di distanza, Stanek ha detto. I cefeidi tipici sono più difficili da individuare in galassie distanti, poiché la loro luce si fonde con altre stelle. I cefeidi ULP sono abbastanza luminosi da distinguersi.
Gli astronomi hanno anche a lungo sospettato che i cefeidi ULP non si evolvano allo stesso modo degli altri cefeidi. In questo studio, tuttavia, il team dello stato dell'Ohio ha scoperto che le prime prove di un cefeide ULP si stanno evolvendo come fa un cefeide più classico.
Una cepheid classica diventerà più calda e più fredda più volte nel corso della sua vita. Nel mezzo, gli strati esterni della stella diventano instabili, causando i cambiamenti di luminosità. Si pensa che i cepheidi ULP attraversino questo periodo di instabilità una sola volta e vadano in una sola direzione: da più caldo a più freddo.
Ma quando gli astronomi hanno messo insieme i dati di diverse parti della letteratura per questo studio, hanno scoperto che uno dei cefeidi ULP - una stella nella piccola nuvola di Magellano soprannominata HV829 - si sta chiaramente muovendo nella direzione opposta.
Quarant'anni fa, l'HV829 pulsava ogni 87,6 giorni. Ora pulsa ogni 84,4 giorni. Altre due misurazioni trovate in letteratura confermano che il periodo si è costantemente ridotto nei decenni intermedi, il che indica che la stella stessa si sta restringendo e sta diventando più calda.
Gli astronomi hanno concluso che i cefeidi ULP possono aiutare gli astronomi non solo a misurare l'universo, ma anche a imparare di più su come si evolvono stelle molto massicce.
Alcuni di questi risultati sono stati riportati nell'Astrophysical Journal nell'aprile 2009. Da quando è stato scritto quel documento, gli astronomi dello stato dell'Ohio hanno iniziato a usare il telescopio binoculare di grandi dimensioni a Tucson, in Arizona, per cercare altri cefeidi ULP. Stanek afferma di aver trovato alcuni buoni candidati nella galassia M81, ma questi risultati devono ancora essere confermati.
Fonti: AAS, The Ohio State University
