Ved at finde den første dobbeltstjerne, hvor en pulserende cepheide-variabel og en anden stjerne passerer ind foran hinanden, har et internationalt hold af astronomer løst et årtier gammelt mysterium om Cepheiders præcise størrelse

Orienteringen af de to stjerners baner i dobbeltstjernesystemet har gjort det muligt at måle cepheidens masse med en hidtil uset nøjagtighed. Indtil nu har astronomer haft to uforenelige teoretiske forudsigelser af cepheiders masser. Det nye resultat viser, at forudsigelsen fra teorien om stjerners pulsation er lige i øjet, mens forudsigelsen fra teorien om stjerners udvikling er i strid med de nye observationer.

De nye resultater, der kommer fra en forskergruppe ledet af Grzegorz Pietrzyński (Universidad de Concepción, Chile, Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego, Polen), offentliggøres den 25. november 2010 i tidsskriftet Nature.

Grzegorz Pietrzyński introducerer dette bemærkelsesværdige resultat: ”Vi har målt massen af en cepheide med en nøjagtighed, der er langt større end ved tidligere bestemmelser. Dette nye resultat giver os direkte mulighed for at se, hvilken af de to konkurrerende teorier, der forudsiger cepheiders masser, som er korrekt.”

Klassiske cepheide-variable, normalt blot kaldet cepheider, er ustabile stjerner, der er større og meget klarere end Solen. De udvider sig og trækker sig sammen på en regelmæssig måde, og det tager alt fra et par dage til måneder at fuldføre cyklussen. Den tid det tager at lyse op og blive svagere igen er længere for stjerner, der er mere lysstærke og kortere for de svagere stjerner. Denne bemærkelsesværdige sammenhæng gør studiet af cepheider til en af de mest effektive måder til at måle afstanden til nærtliggende galakser og derfra at kortlægge skalaen af hele universet.

Desværre er cepheider, på trods af deres store betydning, ikke fuldt ud forståede. Forudsigelser af deres masse efter teorien om stjerners pulsation er 20-30 % mindre end forudsigelser efter teorien om stjerners udvikling. Denne pinlige uoverensstemmelse har været kendt siden 1960’erne.

For at løse dette mysterium, var astronomerne derfor nødt til at finde en dobbeltstjerne, der indeholder en cepheide, hvor banen set her fra Jorden ses lige ind mod kanten. I disse tilfælde, kendt som formørkelsesvariabele, vil de to stjerners lysstyrke dæmpes, når den ene komponent passerer ind foran den anden, og igen når den passerer bagved den anden stjerne. I sådanne par kan astronomer bestemme stjernernes masser med meget stor nøjagtighed. Desværre er hverken cepheider eller formørkelsesvariable særligt almindelige, så chancen for at finde et så usædvanligt par virkede meget lille. Ingen er kendt i vores galakse, Mælkevejen.

Wolfgang Gieren, et andet medlem af holdet, tager historien op: ”For ganske nylig fandt vi faktisk det dobbeltstjernesystem, som vi havde håbet på, blandt stjernerne i den Store Magellanske Sky. Det indeholder en cepheide-variabel stjerne, der pulserer med en periode på 3,8 døgn. Den anden stjerne er lidt større og køligere, og de to stjerner kredser om hinanden på 310 dage. Objektets sande dobbeltkarakter blev straks bekræftet, da vi observerede det med HARPS-spektrografen på La Silla.”

Observatørerne målte omhyggeligt variationen i lysstyrken fra dette sjældne objekt, kendt som OGLE-LMC-CEP0227, mens de to stjerner kredsede om og passerede ind foran hinanden. De brugte også HARPS og andre spektrografer til at måle stjernernes bevægelser hen imod og væk fra Jorden – både banebevægelserne for begge stjerner og den ind- og udgående bevægelse af overfladen på cepheiden, mens den svulmede op og trak sig sammen.

Dette meget komplette og detaljerede datasæt har gjort det muligt for observatørerne at bestemme banebevægelsen, størrelsen og massen for de to stjerner med meget stor nøjagtighed – langt bedre end det er gjort før med en cepheide. Massen på cepheiden er nu kendt med 1 % nøjagtighed og den stemmer præcis overens med forudsigelser fra teorien om stjerners pulsation. Men den større masse forudsagt af teorien om stjerners udvikling har vist sig at være meget forkert.

Det meget forbedrede skøn af massen er kun ét resultat af dette arbejde, og holdet håber at finde andre eksempler på disse bemærkelsesværdigt nyttige stjernepar for at udnytte metoden yderligere. De mener også, at de ved hjælp af sådanne dobbeltsystemer med tiden vil blive i stand til at få styr på afstanden til den Store Magellanske Sky med 1% nøjagtighed, hvilket vil betyde en ekstremt vigtig forbedring af den kosmiske afstandsskala.

Kilde. ESO