Le stelle variabili cefeidi - una classe di stelle che variano nel tempo di luminosità - sono state a lungo utilizzate per aiutare a misurare le distanze nella nostra regione locale dell'Universo. Dalla loro scoperta nel 1784 da parte di Edward Pigott, sono stati fatti ulteriori perfezionamenti riguardo al rapporto tra il periodo della loro variabilità e la loro luminosità, e i Cefeidi sono stati attentamente studiati e monitorati da astronomi professionisti e dilettanti.
Ma prevedibile come sono diventate le loro pulsazioni periodiche, un aspetto chiave delle variabili Cefeidi non è mai stato ben compreso: la loro massa. Due diverse teorie - evoluzione stellare e pulsazione stellare - hanno dato risposte diverse sulle masse che dovrebbero essere queste stelle. Ciò che è stato a lungo necessario per correggere questo errore era un sistema di eclissi di stelle binarie che conteneva un Cefeide, in modo che i calcoli orbitali potessero fornire la massa della stella con un alto grado di precisione. Un tale sistema è stato finalmente scoperto e la massa del Cefeide che contiene è stata calcolata entro l'1%, ponendo effettivamente fine a una discrepanza che persiste dagli anni '60.
Il sistema, denominato OGLE-LMC-CEP0227, contiene una classica variabile Cefeide (al contrario di una Cefeide di tipo II, che è di massa inferiore e prende una diversa pista evolutiva) che varia in 3,8 giorni. Si trova nella Grande Nuvola Magellanica e quando le stelle orbitano l'una attorno all'altra per un periodo di 310 giorni, si eclissano a vicenda dalla nostra prospettiva sulla Terra. È stato rilevato come parte dell'Esperimento di lente gravitazionale ottica, e dalla zuppa di acronimo si può vedere che questo produce la prima parte del nome, la Grande nuvola di Magellano la seconda e CEP sta per Cepheid.
Un team di astronomi internazionali guidato da Grzegorz Pietrzynski dell'Universidad de Concepción, Cile e Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego, Polonia ha misurato gli spettri del sistema usando lo spettro MIKE al telescopio Magellan Clay da 6,5 m presso l'Osservatorio di Las Campanas in Cile e l'HARPS spettrografo attaccato al telescopio di 3,6 m dell'Osservatorio europeo meridionale di La Silla.
Il team ha anche misurato i cambiamenti di luminosità e il leggero rosso e blueshift della luce delle stelle mentre si orbitavano l'un l'altro, così come il pulsare del Cefeide. Prendendo tutte queste misurazioni, sono stati in grado di creare un modello delle masse delle stelle che dovrebbe produrre la meccanica orbitale del sistema. Alla fine, la massa prevista dalla teoria della pulsazione stellare concordava molto di più con la massa calcolata rispetto a quella prevista dalla teoria dell'evoluzione stellare. In altre parole, teoria delle pulsazioni stellari FTW !!
Hanno pubblicato i loro risultati oggi in una lettera a Naturae scrivi nella conclusione della lettera: "La sopravvalutazione delle masse Cefeidi da parte della teoria dell'evoluzione stellare potrebbe essere la conseguenza di una significativa perdita di massa subita dai Cefeidi durante la fase di pulsazione della loro vita - tale perdita potrebbe verificarsi attraverso moti radiali e shock nella atmosfera. L'esistenza di una lieve miscelazione del nucleo interno nel progenitore della sequenza principale del Cefeide, che tende a diminuire la sua stima della massa evolutiva, è un altro modo possibile di conciliare la massa evolutiva dei Cefeidi con la loro massa pulsante. ”
Le variabili Cefeidi prendono il loro nome dalla stella Delta Cefeo (nella costellazione di Cefeo), che fu scoperto da John Goodricke come una stella variabile pochi mesi dopo la scoperta di Pigott nel 1784. Esistono molti tipi diversi di stelle variabili, e se lo sei interessato a saperne di più o addirittura a partecipare all'osservazione e alla registrazione della loro variabilità, l'American Association of Variable Star Observers ha una grande quantità di informazioni.
Fonte: ESO, lettera originale della natura
