Las estrellas variables cefeidas, una clase de estrellas que varían en brillo con el tiempo, se han utilizado durante mucho tiempo para ayudar a medir distancias en nuestra región local del Universo. Desde su descubrimiento en 1784 por Edward Pigott, se han realizado más ajustes sobre la relación entre el período de su variabilidad y su luminosidad, y las Cefeidas han sido estudiadas y monitoreadas de cerca por astrónomos profesionales y aficionados.
Pero tan predecible como se han vuelto sus pulsaciones periódicas, un aspecto clave de las variables Cefeidas nunca se ha entendido bien: su masa. Dos teorías diferentes, la evolución estelar y la pulsación estelar, han dado diferentes respuestas en cuanto a las masas que deberían ser estas estrellas. Lo que se necesitó durante mucho tiempo para corregir este error fue un sistema de estrellas binarias eclipsantes que contenía una Cefeida, de modo que los cálculos orbitales pudieran producir la masa de la estrella con un alto grado de precisión. Tal sistema finalmente se descubrió, y la masa de la Cefeida que contiene se calculó dentro del 1%, terminando efectivamente una discrepancia que ha persistido desde la década de 1960.
El sistema, denominado OGLE-LMC-CEP0227, contiene una variable cefeida clásica (en oposición a una cefeida tipo II, que tiene una masa más baja y toma una trayectoria evolutiva diferente) que varía durante 3,8 días. Se encuentra en la Gran Nube de Magallanes, y mientras las estrellas orbitan entre sí durante un período de 310 días, se eclipsan entre sí desde nuestra perspectiva en la Tierra. Se detectó como parte del Experimento de Lente Gravitacional Óptica, y se puede ver en la sopa de siglas que esto produce la primera parte del nombre, la Gran Nube de Magallanes la segunda, y CEP significa Cefeida.
Un equipo de astrónomos internacionales encabezado por Grzegorz Pietrzynski de la Universidad de Concepción, Chile y el Observatorio Astronómico Uniwersytetu Warszawskiego, Polonia midió los espectros del sistema utilizando el espectrógrafo MIKE en el telescopio Magellan Clay de 6.5 m en el Observatorio Las Campanas en Chile y el HARPS Espectrógrafo conectado al telescopio de 3,6 m del Observatorio Europeo Austral en La Silla.
El equipo también midió los cambios en el brillo y el ligero cambio en rojo y azul de la luz de las estrellas mientras se orbitaban entre sí, así como el pulso de la Cefeida. Al tomar todas estas medidas, pudieron crear un modelo de las masas de las estrellas que deberían producir la mecánica orbital del sistema. Al final, la masa predicha por la teoría de la pulsación estelar coincidió mucho más con la masa calculada que la predicha por la teoría de la evolución estelar. En otras palabras, la teoría de la pulsación estelar FTW !!
Publicaron sus resultados hoy en una carta a Naturaleza, y escriba en la conclusión de la carta: "La sobreestimación de las masas cefeidas por la teoría de la evolución estelar puede ser la consecuencia de una pérdida de masa significativa sufrida por las cefeidas durante la fase de pulsación de sus vidas; tal pérdida podría ocurrir a través de movimientos radiales y choques en el atmósfera. La existencia de una mezcla interna leve del núcleo en el progenitor de la secuencia principal de la Cefeida, que tenderá a disminuir su estimación de la masa evolutiva, es otra forma posible de conciliar la masa evolutiva de las Cefeidas con su masa de pulsación "
Las variables cefeidas toman su nombre de la estrella Delta Cephei (en la constelación Cefeo), que fue descubierta por John Goodricke como una estrella variable unos meses después del descubrimiento de Pigott en 1784. Hay muchos tipos diferentes de estrellas variables, y si usted es interesados en aprender más o incluso participar en observar y registrar su variabilidad, la Asociación Americana de Observadores de Estrellas Variables tiene una gran cantidad de información.
Fuente: ESO, carta original de Nature
