Campi osservati in NGC 300. Credito immagine: ESO Clicca per ingrandire
Le stelle pulsanti di Cefeide sono state utilizzate come indicatori di distanza sin dalla prima scoperta di Henrietta Leavitt quasi cento anni fa. Dai suoi dati fotografici riguardanti una delle galassie vicine della Via Lattea, la Piccola nuvola di Magellano, ha scoperto che la luminosità di queste stelle è strettamente correlata ai loro periodi di pulsazione.
Questa relazione periodo-luminosità, una volta calibrata, consente una determinazione precisa della distanza di una galassia una volta che i Cefeidi sono stati scoperti in essa, e sono stati misurati i loro periodi e magnitudo media.
Mentre il metodo Cepheid non raggiunge abbastanza lontano nell'Universo per determinare direttamente parametri cosmologici come la costante di Hubble, le distanze di Cepheid a galassie risolte relativamente vicine hanno gettato le basi per tale lavoro in passato, come nel progetto chiave del telescopio spaziale Hubble sulla scala della distanza extragalattica. I Cefeidi costituiscono davvero uno dei primi passi nella scala della distanza cosmica.
L'attuale problema principale con il metodo Cepheid è che la sua dipendenza dalla metallicità di una galassia, cioè il suo contenuto in elementi più pesanti dell'idrogeno e dell'elio, non è mai stata misurata finora con precisione. Un'altra intrigante difficoltà con il metodo è il fatto che l'assorbimento totale della luce di Cepheid sulla sua strada verso la Terra, e in particolare la quantità di assorbimento all'interno della galassia ospite di Cepheid, deve essere stabilito con precisione per evitare errori significativi nella determinazione della distanza.
Per affrontare questo problema, Wolfgang Gieren (Università di Concepción, Cile) e il suo team hanno ideato un grande programma all'ESO: il Progetto Araucaria. Il suo obiettivo è ottenere distanze da galassie relativamente vicine con una precisione migliore del 5 percento.
Una delle galassie chiave del progetto Araucaria del team è la bella galassia NGC 300, quasi faccia a faccia, nel gruppo degli scultori. In un sondaggio di imaging ad ampio campo condotto presso il telescopio ESO / MPG da 2,2 m su La Silla nel 1999-2000, il team aveva scoperto più di un centinaio di variabili cefeidi che abbracciavano una vasta gamma nel periodo di pulsazione. Immagini della galassia e alcuni dei suoi cefeidi da questi dati sono stati pubblicati in ESO Press Photos 18a-h nel 2002. L'anno scorso, il team ha presentato la distanza di NGC 300 come derivata da queste immagini ottiche nelle bande V e I.
Il team ha completato questo set di dati unico con nuovi dati acquisiti con la telecamera e lo spettrometro a infrarossi vicini ISAAC sul telescopio VUT Antu da 8,2 m dell'ESO.
"Ci sono tre vantaggi sostanziali nel lavoro a distanza di Cepheid quando vengono utilizzate immagini ottenute tramite passbands nell'infrarosso vicino invece di dati ottici", afferma Wolfgang Gieren. Il guadagno più importante è il fatto che l'assorbimento della luce stellare nel vicino infrarosso, e in particolare nella banda K, è drammaticamente ridotto rispetto all'effetto che la materia interstellare ha a lunghezze d'onda visibili. Un secondo vantaggio è che le curve di luce Cepheid nell'infrarosso hanno ampiezze più piccole e sono molto più simmetriche rispetto alle loro controparti ottiche, rendendo possibile misurare la luminosità media della banda K di una Cepheid solo da pochissime, e in linea di principio da una sola osservazione a fase di pulsazione nota. Al contrario, il lavoro ottico richiede l'osservazione di curve di luce piena per determinare le medie medie precise. Il terzo vantaggio di base nell'infrarosso è una ridotta sensibilità del rapporto periodo-luminosità alla metallicità e alla fusione con altre stelle nei campi affollati di una galassia lontana.
Tenendo conto di ciò, uno degli scopi principali del programma di grandi dimensioni del team è stato quello di condurre osservazioni di follow-up nel vicino infrarosso di Cefeidi nelle galassie target del loro progetto che sono state precedentemente scoperte in sondaggi ottici a largo campo.
Nel 2003 sono state acquisite immagini profonde nelle bande J e K di tre campi in NGC 300 contenenti 16 Cefeidi con VLT / ISAAC.
"L'elevata qualità dei dati ha permesso una misurazione molto accurata delle magnitudini medie J e K dei Cefeidi da sole 2 osservazioni di ciascuna stella ottenute in momenti diversi", afferma Grzegorz Pietrzynski, un altro membro del team, anch'esso di Concepción .
Usando questi dati notevoli sono state costruite le relazioni periodo-luminosità. "Sono le relazioni PL a infrarossi più accurate mai ottenute per un campione di Cefeide in una galassia oltre le nuvole di Magellano", sottolinea Wolfgang Gieren.
L'assorbimento totale della luce ("arrossamento") dei Cefeidi in NGC 300 è stato ottenuto combinando i valori per la distanza della galassia ottenuti nelle varie bande ottiche e nel vicino infrarosso in cui è stato osservato NGC 300. Ciò ha portato alla scoperta che esiste un contributo molto significativo all'arrossamento totale da assorbimento intrinseco a NGC 300. Questo assorbimento intrinseco ha un effetto importante sulla determinazione della distanza ma non era stato preso in considerazione in precedenza.
Il team è stato in grado di misurare la distanza da NGC 300 con l'incertezza totale senza precedenti di solo circa il 3 percento. Gli astronomi hanno scoperto che NGC 300 si trova a 6,13 milioni di anni luce di distanza.
Fonte originale: Comunicato stampa ESO
