Các sao biến thiên Cepheid - một loại sao thay đổi độ sáng theo thời gian - từ lâu đã được sử dụng để giúp đo khoảng cách trong khu vực vũ trụ địa phương của chúng ta. Kể từ khi phát hiện vào năm 1784 bởi Edward Pigott, các sàng lọc tiếp theo đã được thực hiện về mối quan hệ giữa thời kỳ biến thiên và độ sáng của chúng, và Cepheids đã được các nhà thiên văn học chuyên nghiệp và nghiệp dư nghiên cứu và theo dõi chặt chẽ.
Nhưng có thể dự đoán được khi các xung định kỳ của chúng đã trở thành, một khía cạnh quan trọng của các biến Cepheid chưa bao giờ được hiểu rõ: khối lượng của chúng. Hai lý thuyết khác nhau - sự tiến hóa của sao và xung sao - đã đưa ra những câu trả lời khác nhau về số đông mà những ngôi sao này nên có. Điều cần thiết từ lâu để sửa lỗi này là một hệ thống các sao nhị phân che khuất có chứa Cepheid, để các phép tính quỹ đạo có thể mang lại khối lượng của sao cho độ chính xác cao. Một hệ thống như vậy cuối cùng đã được phát hiện và khối lượng của Cepheid mà nó chứa đã được tính toán trong vòng 1%, chấm dứt hiệu quả sự khác biệt vẫn tồn tại từ những năm 1960.
Hệ thống có tên OGLE-LMC-CEP0227, chứa biến Cepheid cổ điển (trái ngược với Cepheid loại II, có khối lượng thấp hơn và theo dõi tiến hóa khác nhau) thay đổi trong 3,8 ngày. Nó nằm trong Đám mây Magellan Lớn và khi các ngôi sao quay quanh nhau trong khoảng thời gian 310 ngày, chúng làm lu mờ lẫn nhau theo quan điểm của chúng ta về Trái đất. Nó được phát hiện như một phần của Thí nghiệm thấu kính hấp dẫn quang học và bạn có thể thấy từ súp từ viết tắt rằng phần này mang lại phần đầu tiên của tên, Đám mây Magellan lớn thứ hai và CEP là viết tắt của Cepheid.
Một nhóm các nhà thiên văn học quốc tế đứng đầu là Grzegorz Pietrzynski của Đại học de Concepción, Chile và Đài thiên văn Astronomzne Uniwersytetu Warszawskiego, Ba Lan đã đo quang phổ của hệ thống bằng kính viễn vọng MIKE ở kính viễn vọng MIKE máy quang phổ gắn với kính viễn vọng 3,6 m của Đài thiên văn Nam châu Âu tại La Silla.
Nhóm nghiên cứu cũng đã đo được sự thay đổi độ sáng và màu đỏ và ánh sáng xanh của các ngôi sao khi chúng quay quanh nhau, cũng như xung của Cepheid. Bằng cách thực hiện tất cả các phép đo này, họ đã có thể tạo ra một mô hình khối lượng của các ngôi sao sẽ mang lại cơ học quỹ đạo của hệ thống. Cuối cùng, khối lượng được dự đoán bởi lý thuyết xung sao đã đồng ý nhiều hơn với khối lượng tính toán so với dự đoán của lý thuyết tiến hóa sao. Nói cách khác, lý thuyết xung sao FTW !!
Họ đã công bố kết quả của họ ngày hôm nay trong một lá thư gửi Thiên nhiênvà viết vào kết luận của bức thư: Hy Việc đánh giá quá cao khối lượng Cepheid bằng lý thuyết tiến hóa sao có thể là hậu quả của việc mất khối lượng đáng kể mà Cepheids phải chịu trong giai đoạn đập của cuộc đời họ - sự mất mát đó có thể xảy ra do chuyển động xuyên tâm và chấn động trong không khí. Sự tồn tại của sự pha trộn lõi bên trong nhẹ trong tổ tiên của trình tự chính của Cepheid, có xu hướng làm giảm ước tính khối lượng tiến hóa của nó, là một cách khả thi khác để điều hòa khối lượng tiến hóa của Cepheids với khối lượng xung của chúng.
Các biến Cepheid lấy tên của chúng từ ngôi sao Delta Cephei (trong chòm sao Cepheus), được John Goodricke phát hiện là một ngôi sao biến đổi vài tháng sau phát hiện của Pigott năm 1784. Có rất nhiều loại sao khác nhau, và nếu bạn là Quan tâm đến việc tìm hiểu thêm hoặc thậm chí tham gia vào việc quan sát và ghi lại sự biến đổi của chúng, Hiệp hội Quan sát Ngôi sao Biến đổi Hoa Kỳ có rất nhiều thông tin.
Nguồn: ESO, thư tự nhiên gốc
