eso1046pl — Komunikat naukowy

Rozwiązano zagadkę pulsującej gwiazdy

24 listopada 2010

Dzięki odkryciu pierwszej gwiazdy podwójnej, w której zaćmiewają się pulsująca cefeida oraz inna gwiazda, międzynarodowy zespół astronomów rozwiązał istniejącą od dziesięcioleci zagadkę. Rzadkie nachylenie orbit obu gwiazd w układzie podwójnym pozwoliło na zmierzenie masy cefeidy z niespotykaną dokładnością. Do tej pory astronomowie mieli dwa niezgodne przewidywania teoretyczne mas cefeid. Nowy rezultat pokazuje, że przewidywanie na podstawie teorii gwiazd pulsujących są dokładne, podczas gdy przewidywania według teorii ewolucji gwiazd nie zgadzają się z nowymi obserwacjami.

Nowe wyniki uzyskane przez zespół Grzegorza Pietrzyńskiego (Universidad de Concepción, Chile, Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego, Polska) zostaną zaprezentowane w czasopiśmie Nature w wydaniu z 25 listopada 2010 r.

Grzegorz Pietrzyński tak opisuje swoje znaczące wyniki badań: „Dzięki użyciu instrumentu HARPS na 3,6-metrowym teleskopie w Obserwatorium ESO La Silla w Chile, razem z dwoma innymi teleskopami, zmierzyliśmy masę cefeidy z dokładnością daleko większą niż dotychczasowe oszacowania Ten nowy wynik pozwala od razu sprawdzić, która z dwóch rywalizujących teorii przewidujących masy cefeid jest poprawna.”

Cefeidy klasyczne, zwykle nazywane po prostu cefeidami, są niestabilnymi gwiazdami większymi i znacznie jaśniejszymi od Słońca [1]. Rozszerzają się i zmniejszają w regularny sposób, potrzebując od kilku dni do miesięcy na cały cykl. Czas potrzebny na pojaśnienie i ponowne osłabienie blasku jest dłuższy dla gwiazd, które są jaśniejsze, a krótszy dla mnie jasnych. Ta precyzyjna zależność czyni badania cefeid jednym z najefektywniejszych sposobów mierzenia odległości do sąsiednich galaktyk i na tej podstawie skali odległości w całym Wszechświecie [2].

Niestety, pomimo ich znaczenia, cefeidy nie są jeszcze do końca zrozumiane. Przewidywania mas cefeid na podstawie teorii gwiazd pulsujących są o 20-30% mniejsze niż przewidywana na podstawie teorii ewolucji gwiazd. Ta kłopotliwa rozbieżność znana jest od lat sześćdziesiątych ubiegłego wieku.

Aby rozwiązać tę zagadkę astronomowie musieli odnaleźć układ podwójny zawierający cefeidę na orbicie widzianej z brzegu przez obserwatora na Ziemi. W takich przypadkach, znanych jako gwiazdy zmienne zaćmieniowe, jasność obu gwiazd spada gdy jeden ze składników przechodzi na tle drugiego. Sytuacja powtarza się gdy gwiazda przechodzi za swoją towarzyszką. W takich parach astronomowie mogą ustalić  masy gwiazd z wielką dokładnością [3]. Niestety ani cefeidy, ani układy podwójne zaćmieniowe nie są powszechne, więc szansa natrafienia na taką nietypową parę wydaje się bardzo mała. Żadna nie jest znana w Drodze Mlecznej.

Wolfgang Gieren, jeden z członków zespołu, kontynuuje historię: “Bardzo niedawno natrafiliśmy na  układ podwójny gwiazd, którego szukaliśmy wśród gwiazd Wielkiego Obłoku Magellana. Zawiera cefeidę pulsującą co 3,8 dni. Druga gwiazd jest nieco większa i chłodniejsza, a obie okrążają się nawzajem w ciągu 310 dni. Prawdziwa podwójna natura obiektu została natychmiast potwierdzona gdy dokonaliśmy obserwacji spektrografem HARPS w La Silla.”

Obserwatorzy starannie zmierzyli zmiany jasności tego rzadkiego obiektu znanego jako as OGLE-LMC-CEP0227 [4] gdy obie gwiazdy okrążały siebie i przechodziły na swoim tle. Naukowcy użyli także HARPS-a i innych spektrografów do zmierzenia ruchów gwiazdy w kierunku do i od Ziemi – zarówno ruchu orbitalnego obu gwiazd, jak i ruchu powierzchni cefeidy gdy rozszerzała się i zmniejszała swój promień.

Te bardzo kompletne i dokładne dane pozwoliły obserwatorom na ustalenie ruchu orbitalnego, rozmiarów i mas obu gwiazd z niezwykła precyzją – znacznie przekraczającą to co zostało wykonane do tej pory dla cefeid. Masa cefeid jest obecnie znana z dokładnością około 1% i zgadza się dokładnie z przewidywaniami teorii gwiazd pulsujących. Co więcej, większe przewidywania masy przez teorię ewolucji gwiazd okazały się być znacząco niepoprawne.

Znacząco poprawione przewidywania masy są tylko jednym z wyników badań, zespół ma nadzieję na znalezienie w przyszłości innych przykładów użyteczności takich par gwiazd. Badacze wierzą także, że dzięki takim układom podwójnym będą mogli określić odległość do Wielkiego Obłoku Magellana z dokładnością do 1%, co byłoby niezwykle ważnym ulepszeniem kosmicznej skali odległości.

Uwagi

[1] Pierwsze cefeidy zostały dostrzeżone w XVIII wieku, a w przypadku najjaśniejszych łatwo dostrzec gołym okiem ich zmienność z nocy na noc. Nazwa tych zmiennych pochodzi od gwiazdy Delta Cephei w gwiazdozbiorze Cefeusza, której zmienność została po raz pierwszy zaobserwowana przez Johna Goodricke’a w Anglii w 1784 r. Warto zaznaczyć, że Goddricke jako pierwszy wyjaśnił zmiany blasku innego rodzaju gwiazd – układów podwójnych zaćmieniowych. W takich przypadku obie gwiazd okrążają się i w części swojej orbity przechodzą na tle drugiej, tak iż całkowita jasność układu spada. Bardzo rzadki obiekt zbadany przez zespół Grzegorza Pietrzyńskiego jest jednocześnie cefeidą i układem podwójnym zaćmieniowym. Cefeidy klasyczne to masywne gwiazdy, różne od podobnych gwiazd pulsujących o małej masie, które nie mają tej samej historii ewolucyjnej.

[2] Relacja okres-jasność dla cefeid, odkryta przez Henriettę Leavitt w 1908 r., została użyta przez Edwina Hubble’a do pierwszych wyznaczeń odległości do obiektów znanych obecnie jako galaktyki. W bliższych nam czasach cefeidy były obserwowane za pomocą Kosmicznego Teleskopu Hubble’a i teleskopu ESO VLT w Parana, w celu uzyskania dokładnym wyznaczeń odległości do wielu pobliskich galaktyk.

[3] Astronomowie mogą wyznaczyć masy gwiazd z wielką dokładnością w szczególności gdy obie gwiazdy mają podobną jasność, dzięki czemu linie widmowe należące do każdej z gwiazd są widoczne w obserwowanym widmie układu podwójnego.

[4] Nazwa OGLE-LMC-CEP0227 pochodzi stąd, że zmienność gwiazdy została po raz pierwszy odkryta  podczas poszukiwania mikrosoczewkowania grawitacyjnego przez projekt OGLE. Więcej informacji na temat OGLE dostępnych jest na witrynie: http://ogle.astrouw.edu.pl/.

Więcej informacji

Niniejsze badania zostały zaprezentowane w publikacji, która ukazała się w czasopiśmie Nature w dniu 25 listopada 2010 r.

Skład zespołu badawczego: G. Pietrzyński (Universidad de Concepción, Chile, Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego, Polska), I. B. Thompson (Carnegie Observatories, USA), W. Gieren (Universidad de Concepción, Chile), D. Graczyk (Universidad de Concepción, Chile), G. Bono (INAF-Osservatorio Astronomico di Roma, Universita’ di Roma, Włochy), A. Udalski (Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego, Polska), I. Soszyński (Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego, Polska), D. Minniti (Pontificia Universidad Católica de Chile) oraz B. Pilecki (Universidad de Concepción, Chile, Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego, Polska).

ESO, Europejskie Obserwatorium Południowe, jest wiodącą międzyrządową organizacją astronomiczną w Europie i najbardziej produktywnym obserwatorium astronomicznym na świecie. Należy do niego 14 krajów: Austria, Belgia, Czechy, Dania, Finlandia, Francja, Hiszpania, Holandia, Niemcy, Portugalia, Szwajcaria, Szwecja, Wielka Brytania oraz Włochy. ESO prowadzi ambitne programy dotyczące projektowania, konstrukcji i użytkowania silnych naziemnych instrumentów obserwacyjnych, pozwalając astronomom na dokonywanie znaczących odkryć naukowych. ESO odgrywa wiodącą rolę w promowaniu i organizowaniu współpracy w badaniach astronomicznych. ESO zarządza trzema unikalnymi, światowej klasy obserwatoriami w Chile: La Silla, Paranal i Chajnantor. W Paranal ESO posiada Bardzo Duży Teleskop (Very Large Telescope), najbardziej zaawansowane na świecie astronomiczne obserwatorium w świetle widzialnym oraz teleskop VISTA, największy na świecie instrument do przeglądów nieba. ESO jest europejskim partnerem dla rewolucyjnego teleskopu ALMA, największego istniejącego projektu astronomicznego. ESO planuje obecnie 42-metrowy Ekstremalnie Wielki Teleskop Europejski (European Extremely Large optical/near-infrared Telescope - E-ELT), który stanie się “największym okiem świata na niebo”.

Linki

Kontakt

Krzysztof Czart
Astronomia.pl
Toruń, Poland
E-mail: k.czart@astronomia.pl

Grzegorz Pietrzyński
Universidad de Concepción
Chile
Tel.: +56 41 220 7268
Tel. kom.: +56 9 6245 4545
E-mail: pietrzyn@astrouw.edu.pl

Wolfgang Gieren
Universidad de Concepción
Chile
Tel.: +56 41 220 3103
Tel. kom.: +56 9 8242 8925
E-mail: wgieren@astro-udec.cl

Richard Hook
ESO, La Silla, Paranal, E-ELT and Survey Telescopes Public Information Officer
Garching bei München, Germany
Tel.: +49 89 3200 6655
Tel. kom.: +49 151 1537 3591
E-mail: rhook@eso.org

Jest to tłumaczenie Komunikatu prasowego ESO eso1046

O komunikacie

Komunikat nr:eso1046pl
Facility:ESO 3.6-metre telescope
Science data:2010Natur.468..542P

Zdjęcia

Artist’s impression of the remarkable double star OGLE-LMC-CEP0227
Artist’s impression of the remarkable double star OGLE-LMC-CEP0227
Po angielsku
Wide-field view of part of the Large Magellanic Cloud and the remarkable double star OGLE-LMC-CEP0227
Wide-field view of part of the Large Magellanic Cloud and the remarkable double star OGLE-LMC-CEP0227
Po angielsku

Zobacz też