Estrelas variáveis cefeidas - uma classe de estrelas que varia de brilho ao longo do tempo - são usadas há muito tempo para ajudar a medir distâncias em nossa região local do Universo. Desde sua descoberta, em 1784, por Edward Pigott, mais refinamentos foram feitos sobre a relação entre o período de sua variabilidade e luminosidade, e as Cefeidas foram estudadas e monitoradas de perto por astrônomos profissionais e amadores.
Porém, por mais previsíveis que tenham sido suas pulsações periódicas, um aspecto-chave das variáveis cefeidas nunca foi bem compreendido: sua massa. Duas teorias diferentes - evolução estelar e pulsação estelar - deram respostas diferentes quanto às massas que essas estrelas deveriam ser. O que há muito tempo é necessário para corrigir esse erro foi um sistema de estrelas binárias eclipsantes que continha uma cefeida, para que os cálculos orbitais pudessem produzir a massa da estrela com um alto grau de precisão. Esse sistema foi finalmente descoberto e a massa da cefeida que ele contém foi calculada em 1%, encerrando efetivamente uma discrepância que persiste desde os anos 1960.
O sistema, denominado OGLE-LMC-CEP0227, contém uma variável cefeida clássica (em oposição a uma cefeida tipo II, que é de menor massa e segue uma trilha evolutiva diferente) que varia ao longo de 3,8 dias. Está localizado na Grande Nuvem de Magalhães e, à medida que as estrelas orbitam umas às outras por um período de 310 dias, elas eclipsam-se da nossa perspectiva na Terra. Foi detectado como parte do Experimento de Lente Gravitacional Óptica, e você pode ver na sopa de acrônimos que isso gera a primeira parte do nome, a Grande Nuvem de Magalhães a segunda e CEP significa Cefeida.
Uma equipe de astrônomos internacionais chefiada por Grzegorz Pietrzynski da Universidad de Concepción, Chile e Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego, Polônia mediu os espectros do sistema usando o espectrógrafo MIKE no telescópio Magellan Clay de 6,5 m no Observatório Las Campanas no Chile e o HARPS espectrógrafo ligado ao telescópio de 3,6 m do Observatório Europeu do Sul em La Silla.
A equipe também mediu as mudanças no brilho, o ligeiro vermelho e o desvio da luz das estrelas quando eles orbitaram um ao outro, bem como o pulsar da Cefeida. Ao tomar todas essas medidas, eles foram capazes de criar um modelo das massas das estrelas que deveria produzir a mecânica orbital do sistema. No final, a massa prevista pela teoria da pulsação estelar concordou muito mais com a massa calculada do que a prevista pela teoria da evolução estelar. Em outras palavras, a teoria da pulsação estelar FTW !!
Eles publicaram seus resultados hoje em uma carta para Naturezae escreva na conclusão da carta: “A superestimação das massas cefeidas pela teoria da evolução estelar pode ser a consequência de uma perda significativa de massa sofrida pelas cefeidas durante a fase de pulsação de suas vidas - essa perda pode ocorrer por movimentos radiais e choques no atmosfera. A existência de uma mistura interna leve do núcleo no progenitor da sequência principal da Cefeida, que tenderia a diminuir sua estimativa de massa evolutiva, é outra maneira possível de reconciliar a massa evolutiva das Cefeidas com sua massa de pulsação. ”
As variáveis cefeidas recebem seus nomes da estrela Delta Cephei (na constelação Cepheus), que John Goodricke descobriu que era uma estrela variável alguns meses após a descoberta de Pigott em 1784. Existem muitos tipos diferentes de estrelas variáveis, e se você estiver interessada em aprender mais ou até participar de observar e registrar sua variabilidade, a Associação Americana de Observadores de Estrelas Variáveis tem uma riqueza de informações.
Fonte: ESO, carta original da natureza
