eso1046it-ch — Comunicato Stampa Scientifico

Risolto il Mistero delle Stelle Pulsanti

24 novembre 2010

Con la scoperta del primo sistema binario in cui una delle due stelle è una Cefeide, una stella pulsante variabile, e grazie al fatto che una stella del sistema transita davanti all’altra, un team internazionale di astronomi ha risolto un mistero vecchio di decenni. Il raro allineamento delle orbite delle due stelle in questo sistema stellare doppio ha infatti permesso una misura della massa della Cefeide con una precisione senza precedenti. Fino ad oggi gli astronomi avevano due teorie incompatibili tra loro per determinare la massa delle Cefeidi. Con questo risultato si conferma la teoria della pulsazione stellare, mentre quella dell’evoluzione stellare è in contrasto con queste nuove osservazioni.

I nuovi risultati, ottenuti da un team guidato da Grzegorz Pietrzyński (Universidad de Concepción, Cile, Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego, Polonia) sono pubblicati sul numero del 25 novembre della rivista Nature.

Grzegorz Pietrzyński sottolinea il notevole risultato raggiunto: "Utilizzando lo strumento HARPS sul telescopio di 3.6 metri dell'ESO di La Silla in Cile, insieme ad altri telescopi, abbiamo misurato la massa di una delle Cefeidi con una precisione di gran lunga superiore a tutte le stime precedenti. Questo nuovo risultato ci permette di vedere immediatamente quale delle due teorie, tra loro in competizione, utilizzate per determinare le masse delle Cefeidi sia corretta”.

Le Variabili Cefeidi classiche, di solito chiamate più semplicemente Cefeidi, sono stelle instabili più grandi e molto più luminose del Sole [1].

Si espandono e si contraggono in modo regolare, impiegando da pochi giorni ad alcuni mesi per completare il ciclo. Il tempo necessario per crescere di luminosità per poi tornare ai valori di partenza è più lungo per le stelle che sono più luminose e più breve per quelle più deboli. Questa  relazione così precisa rende lo studio delle Cefeidi uno dei modi più efficaci per misurare le distanze di galassie vicine e da lì tracciare la scala di tutto l'universo [2].

Purtroppo, nonostante la loro importanza, le caratteristiche delle Cefeidi non sono completamente note. La determinazione della loro massa sulla base della teoria delle stelle pulsanti, è il 20-30% minore di quella determinata grazie alla teoria dell’evoluzione stellare. Questa  discrepanza è emersa dagli anni ’60 del secolo scorso.

Per risolvere il mistero, gli astronomi avevano bisogno di trovare una stella doppia di cui una fosse una Cefeide e la cui orbita doveva essere vista di taglio dalla Terra. In questi casi, noti come sistemi binari ad eclisse, la luminosità delle due stelle si affievolisce quando una delle due passa davanti all'altra, e ancora quando passa dietro l'altra stella. In tali coppie gli astronomi possono determinare la massa delle stelle con grande precisione [3]. Purtroppo né le Cefeidi né le binarie a eclisse sono comuni, quindi la possibilità di trovare una coppia così insolita sembrava molto bassa. Nessun  sistema di questo tipo è stato finora scoperto nella Via Lattea.

Wolfgang Gieren, un altro membro del team, aggiunge: "Di recente abbiamo effettivamente trovato quello che speravamo, un sistema di due stelle, tra quelle della Grande Nube di Magellano. Essa contiene una Cefeide, una stella variabile pulsante che completa il suo ciclo ogni 3,8 giorni. L'altra stella è leggermente più grande e più fredda, e i due corpi celesti orbitano l'uno intorno all'altro in 310 giorni. La vera natura binaria dell'oggetto è stata immediatamente confermata quando l'abbiamo osservato con lo spettrografo HARPS a La Silla".

Gli astronomi hanno misurato accuratamenta le variazioni di luminosità di questo raro oggetto, denominato OGLE-LMC-CEP0227 [4], quando le due stelle orbitando sono passate una davanti all'altra. Hanno inoltre usato HARPS e altri spettrografi sia per misurare i moti di allontanamento e avvicinamento alla Terra delle stelle che il moto orbitale delle due stelle e i movimenti degli strati superficiali della Cefeide quando nelle sue fasi di espansione e contrazione.

Questi dati estremamente dettagliati e completi hanno permesso ai ricercatori di determinare il moto orbitale, la dimensione e la massa delle due stelle con una precisione molto alta - superando di molto le stime finora disponibili per una Cefeide. La massa della Cefeide è ormai nota essere con un’incertezza dell'1% e concorda esattamente con quanto ipotizzato dalla teoria della pulsazione stellare. E al contrario, la massa più grande ipotizzata dalla teoria dell'evoluzione stellare dimostra di essere significativamente in errore.

La stima molto migliore della massa è solo uno dei risultati di questo lavoro, e il team spera di trovare altri esempi di queste coppie di stelle, estremamente utile per poterne sfruttare il metodo ulteriormente. Gli astronomi ritengono che da questi sistemi binari si sarà eventualmente in grado di stabilire la distanza della Grande Nube di Magellano con un margine dell'1%, il che significherebbe un miglioramento molto importante nella scala delle distanze cosmiche.

Note

[1] Le prime Cefeidi sono stati avvistate nel 18 ° secolo e le più luminose possono essere facilmente viste variare di sera in sera ad occhio nudo. Esse prendono il nome dalla stella Delta Cephei nella costellazione di Cefeo (il Re), che fu osservata la prima volta  variare da John Goodricke in Inghilterra nel 1784. Sorprendentemente, Goodricke fu anche il primo a spiegare le variazioni di luce di un altro tipo di stella variabile, le binarie ad eclisse. In questo caso si tratta di due stelle in orbita una intorno all'altra che passano una di fronte all'altra per una parte delle loro orbite e quindi aumenta la luminosità totale delle coppia. L' attuale oggetto, molto raro, studiato dal team è sia una  Cefeidi che una binaria a eclisse. Le Cefeidi classiche sono stelle massicce, distinte da stelle pulsanti simili ma di massa inferiore che non condividono la stessa storia evolutiva.

[2] Il rapporto luminosità/periodo per le Cefeidi, scoperta da Henrietta Leavitt nel 1908, è stato utilizzato da Edwin Hubble per fare le prime stime della distanza di ciò che ora sappiamo essere galassie. Più recentemente le Cefeidi sono stati osservate con il telescopio spaziale Hubble e con il  VLT dell'ESO a Paranal per fare stime molto accurate della distanza di molte galassie vicine.

[3] In particolare, gli astronomi possono determinare con grande precisione le masse delle stelle, se capita che entrambe le stelle abbiano una luminosità simile, e quindi le linee spettrali che  appartengono a ciascuna delle due stelle può essere visto nello spettro osservato delle due stelle insieme, come è il caso per questo oggetto.

[4] Il nome OGLE-LMC-CEP0227 nasce dal fatto che la stella è stato scoperta essere una variabile durante la ricerca OGLE per microlenti gravitazionali. Maggiori informazioni su OGLE sono disponibili all'indirizzo: http://ogle.astrouw.edu.pl/.

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Questa è una traduzione del Comunicato Stampa dell'ESO eso1046.

Sul Comunicato Stampa

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

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Artist’s impression of the remarkable double star OGLE-LMC-CEP0227
Artist’s impression of the remarkable double star OGLE-LMC-CEP0227
soltanto in inglese
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
soltanto in inglese

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