Cepheid variabla stjärnor - en klass av stjärnor som varierar i ljusstyrka över tid - har länge använts för att mäta avstånd i vår lokala universum. Sedan Edward Pigott upptäckte 1784, har ytterligare förfiningar gjorts om förhållandet mellan perioden med deras variation och deras ljusstyrka, och Cepheids har studerats och övervakats av professionella och amatörastronomer.
Men lika förutsägbara som deras periodiska pulsationer har blivit har en nyckelaspekt av Cepheid-variabler aldrig förstås: deras massa. Två olika teorier - stellar evolution och stellar pulsation - har gett olika svar på de massor som dessa stjärnor borde vara. Det som länge har behövts för att korrigera detta fel var ett system med förmörkande binära stjärnor som innehöll en Cepheid, så att orbitalberäkningarna kunde ge stjärnans massa till en hög grad av noggrannhet. Ett sådant system har äntligen upptäckts, och massan av Cepheid som den innehåller har beräknats till inom 1%, vilket effektivt slutar en diskrepans som har kvarstått sedan 1960-talet.
Systemet, med namnet OGLE-LMC-CEP0227, innehåller en klassisk Cepheid-variabel (i motsats till en typ II Cepheid, som är av lägre massa och tar ett annat utvecklingsspår) som varierar under 3,8 dagar. Det är beläget i det stora magellanska molnet, och när stjärnorna kretsar runt varandra under en period av 310 dagar, förmörker de varandra ur vårt perspektiv på jorden. Det upptäcktes som en del av Optical Gravitational Lensing Experiment, och man kan se av akronymsoppan att detta ger den första delen av namnet, Large Magellanic Cloud den andra, och CEP står för Cepheid.
Ett team av internationella astronomer under ledning av Grzegorz Pietrzynski från Universidad de Concepción, Chile och Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego, Polen mätte systemets spektra med hjälp av MIKE-spektrografen vid 6,5-m Magellan Clay-teleskopet vid Las Campanas observatorium i Chile och HARPS spektrograf fäst vid 3,6 m teleskopet från European Southern Observatory vid La Silla.
Teamet mätte också förändringarna i ljusstyrka och svagt rött och blåskift av ljuset från stjärnorna när de kretsade kring varandra, liksom pulsen av Cepheid. Genom att göra alla dessa mätningar kunde de skapa en modell av massorna av stjärnorna som skulle ge systemets omloppsmekanik. I slutändan överensstämde massan med stellar pulsationsteori mycket mer med den beräknade massan än den som förutses av stellar evolutionsteori. Med andra ord, stellar pulsationsteori FTW !!
De publicerade sina resultat idag i ett brev till Natur, och skriv i slutsatsen av brevet: ”Överskattningen av Cepheid-massorna genom stellar evolutionsteori kan vara en följd av betydande massförlust som lidits av Cepheids under deras pulsationsfas - en sådan förlust kan uppstå genom radiella rörelser och chocker i atmosfär. Förekomsten av mild inre kärnblandning i huvudsekvensföräldern till Cepheid, vilket tenderar att minska dess evolutionära massuppskattning, är ett annat möjligt sätt att förena den evolutionära massan av Cepheids med deras pulsmassa. "
Cepheid-variabler tar sina namn från stjärnan Delta Cephei (i stjärnbilden Cepheus), som upptäcktes av John Goodricke för att vara en variabel stjärna några månader efter Pigotts upptäckt 1784. Det finns många olika typer av variabla stjärnor, och om du är intresserade av att lära sig mer eller till och med delta i att observera och registrera deras variation, har American Association of Variable Star Observers en mängd information.
Källa: ESO, original Nature Letter
