Student World

***tisková zpráva Evropské jižní observatoře č. 46/

Nová data ukazují, že předpovědi teorie hvězdných pulsací jsou správné, zatímco odhady hmotnosti na základě teorie hvězdného vývoje jsou v rozporu s tímto pozorováním.

Výsledky práce týmu astronomů, který vedl Grzegorz Pietrzyński (Universidad de Concepción, Chile, Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego, Polsko), byly publikovány 25. listopadu 2010 v novém čísle časopisu Nature.

Pozoruhodné závěry vysvětluje Grzegorz Pietrzyński. „Díky použití spektrografu HARPS ve spojení s 3,6 m teleskopem na observatoři La Silla v Chille, a za pomoci dalších dalekohledů, se nám podařilo změřit hmotnost cefeidy s dosud největší přesností. Výsledek nám umožnil okamžitě rozhodnout, která z dvojice soupeřících teorií předpovídajících hmotnosti cefeid je ta správná.”

Klasické cefeidy (zvláštní typ proměnných hvězd) jsou nestabilní hvězdy, které jsou mnohem větší a jasnější než Slunce [1]. Pravidelně se nafukují a opět smršťují, a celý tento cyklus může trvat od několika dní do několika měsíců. Čím je hvězda zářivější, tím déle jí trvá, než zjasní a opět pohasne; u méně zářivých hvězd je perioda kratší. Tento nápadně přesný vztah dělá z cefeid jeden z nejefektivnějších nástrojů, jak změřit vzdálenost blízkých galaxií, a dále mapovat rozměry celého vesmíru [2].

Přestože jsou cefeidy takto důležité, musíme konstatovat, že jim stále dobře nerozumíme. Odhady jejich hmotností založené na teorii hvězdných pulsací jsou o 20 – 30 % nižší než předpovědi plynoucí z teorie hvězdného vývoje. A tento nepříjemný rozpor přetrvává již od 60. let minulého století.

Aby astronomové mohli tento problém vyřešit, potřebovali najít dvojhvězdu, kde by jednou složkou byla cefeida, a kde by zároveň při pozorování ze Země docházelo ke vzájemným zákrytům složek. V takových párech – zákrytových dvojhvězdách – mohou astronomové jednoduše a s velkou přesností změřit hmotnosti jednotlivých složek [3]. Ani cefeidy, ani zákrytové dvojhvězdy však nepatří k těm nejpočetnějším objektům na obloze, takže šance na nalezení takového neobvyklého páru byla velmi malá. V Galaxii není dosud známa ani jedna taková dvojhvězda.

“Opravdu nedávno se nám ale podařilo hledaný systém objevit mezi hvězdami Velkého Magellanova oblaku. Dvojhvězda obsahuje cefeidu pulsující s periodou 3,8 dne a druhou složku, která je o něco větší a chladnější. Vzájemně se obíhají jednou za 310 dní. Binární charakter objektu byl potvrzen hned prvním pozorováním pomocí spektrografu HARPS,” říká člen týmu Wolfgang Gieren.

Pozorovatelé pečlivě měřili změny jasnosti tohoto neobvyklého objektu, který je znám pod katalogovým označením OGLE-LMC-CEP0227 [4]. Spektrograf HARPS a další přístroje použili také k měření radiálních rychlostí hvězd (ve směru od Země a k Zemi), a to jak v důsledku orbitálního pohybu složek, tak díky pohybu povrchu při pulsacích cefeidy.

Tyto velmi komplexní a detailní informace umožnily vědcům stanovit, jak se hvězdy pohybují po svých drahách a velmi přesně změřit jejich hmotnosti – významně přesněji, než bylo dosud u cefeid možné. Hmotnost této cefeidy je nyní známa s přesností 1 % a je v dokonalém souhlasu s teorií hvězdných pulsací. Na druhé straně se ukázalo, že hmotnost předpovídaná teorií hvězdného vývoje je chybná.

Výrazné zlepšení odhadu hmotností cefeid je pouze jedním z výsledků této práce. Členové týmu doufají, že se jim podaří najít další exempláře těchto velmi užitečných hvězdných párů, aby mohli metodu dále využít. Věří také, že na základě pozorování této dvojice bude možné zpřesnit náš odhad vzdálenosti Velkého Magelanova mračna a dosáhnout chyby jen 1 %, což by vedlo k významnému zpřesnění používaného měřítka vzdáleností ve vesmíru.

Poznámky

[1] První cefeida byla objevena v 18. století a změny jasností těch nejjasnějších lze pozorovat ze dne na den, a to i pouhým okem. Název pochází od hvězdy delta Cephei (souhvězdí Cefeus, Cep), u které poprvé pozoroval změny jasnosti John Goodricke v Anglii v roce 1784. Goodricke byl mimochodem také první, kdo správně vysvětlil změny jasností zákrytových dvojhvězd, jiného typu proměnných hvězd, kde dvě hvězdy obíhají kolem sebe a při pohledu ze Země vzájemně přecházejí jedna před druhou, což vede ke změnám celkové jasnosti. Velmi neobvyklý objekt zkoumaný v uvedené práci je zákrytová dvojhvězda, jejíž jedna složka je cefeida. Klasické cefeidy jsou hmotné hvězdy, výrazně se lišící svým vývojem od podobných pulsujících hvězd s nízkou hmotností.

[2] Vztah perioda/svítivost u cefeid objevila v roce 1908 Henrietta Leavitt[ová]. Tohoto vztahu později využil Edwin Hubble, když poprvé odhadl vzdálenost mlhavých objektů na obloze dnes známých jako galaxie. V současnosti jsou cefeidy pozorovány za účelem přesného odhadu vzdáleností blízkých galaxií, a to pomocí Hubbleova kosmického dalekohledu (Hubble Space Telescope, HST) nebo v případě ESO prostřednictvím teleskopu VLT na observatoři Paranal.

[3] Velmi přesně mohou astronomové určit hmotnosti složek dvojhvězdy v případě, že obě hvězdy mají podobnou jasnost. V takovém případě je možné pozorovat spektrální čáry obou složek společně, jako v případě tohoto objektu.

[4] Katalogové označení objektu OGLE-LMC-CEP0227 pochází z projektu OGLE, v jehož rámci se poprvé podařilo odhalit jeho proměnnost. Více o projektu OGLE na stránkách http://ogle.astrouw.edu.pl/.

Převzato ze stránek Hvězdárny Valašské Meziříčí

autor Jiří Srba