Cefeidy II typu (dawniej nazywane też cefeidami II populacji), to małomasywne gwiazdy pulsujące, będące starszym odpowiednikiem młodszych i bardziej masywnych cefeid klasycznych. Oba typy mają podobne okresy i amplitudy pulsacji, ale cefeidy II typu są około 1.5-2 mag słabsze przy tym samym okresie. Podobnie jak cefeidy klasyczne spełniają one zależność okres-jasność i są wykorzystywane do pomiaru odległości zarówno w Drodze Mlecznej jak i do innych galaktyk. Mimo mniejszej jasności są ważnymi wskaźnikami odległości, gdyż można je znaleźć w starych systemach gwiazdowych, w których cefeidy klasyczne nie występują.
Choć wszystkie cefeidy II typu spełniają podobną zależność okres-jasność, nie stanowią one jednak jednolitej grupy. Powszechnie uznawany jest podział na trzy podtypy różniące się okresami, niektórymi obserwowalnymi właściwościami oraz statusem ewolucyjnym. Te o najkrótszych okresach to gwiazdy typu BL Herculis, o okresie 4-20 dni to gwiazdy W Virginis, a te o dłuższych okresach to gwiazdy RV Tauri. Podział ten oparty jest jednak na dość starych modelach, które potwierdziły podział na trzy grupy, ale nie dostarczyły szczegółowych informacji o parametrach gwiazd czy częstości występowania poszczególnych podtypów. Jednocześnie w niektórych współczesnych modelach ewolucyjnych niemożliwe jest odtworzenie tego podziału.
W ostatnim dziesięcioleciu odkryto jeszcze jedną grupę gwiazd o podobnej zależności okres-jasność i okresach jak gwiazdy W Vir, ale o innych kształcie krzywej blasku. Istnieją też silne przesłanki obserwacyjne, że większość albo nawet i wszystkie gwiazdy należące do tej grupy, są składnikami systemów podwójnych. Dla części z nich zaobserwowano też okresowe zaćmienia, i to właśnie te systemy są najciekawszymi obiektami do obserwacji.
Dr. Bogumił Pilecki z Centrum Astronomicznego im. M. Kopernika PAN w Warszawie, razem ze współpracownikami, wykonał obserwacje spektroskopowe i analizę jednego z takich systemów: OGLE-LMC-T2CEP-211. Pierwsza w historii zmierzona dynamiczna masa dla cefeidy II typu (0.64 M⊙) okazała się być bliska spodziewanej wartości dla tego typu gwiazd. Zaskoczeniem była jednak bardzo duża masa jej towarzysza: 5.67 M⊙. Taka konfiguracja jednoznacznie wskazywała na zjawisko tzw. "odwrócenia stosunku mas". Analiza wykazała, że system ten powstał jako układ gwiazd o masach 3.5 M⊙ and 2.8 M⊙ i okresie orbitalnym około 12 dni. W trakcie ewolucji bardziej masywna gwiazda przelała większą część swej materii na towarzysza, zostawiając praktycznie samo helowe jądro. Aktualnie wodór stanowi tylko 8% całej jej masy. Gwiazda ta zaczęła się kurczyć, weszła w pas niestabilności i zaczęła pulsować. Okres orbitalny układu po transferze masy wydłużył się do 242 dni.
Ważnym wnioskiem płynącym z tej analizy jest to, że cefeida ta, mimo małej masy, okazała się obiektem młodym jak na standardy astronomiczne. Jej wiek oszacowano na około 200 mln lat. Jest to wiek typowy bardziej dla cefeid klasycznych, niż dla tych II populacji. Z analizy modeli ewolucyjnych i pulsacyjnych wynika, że powyżej opisany mechanizm może być odpowiedzialny za istnienie wszystkich cefeid II typu należących do tej grupy.
Kolejnym zaskoczeniem było wykrycie w trakcie analizy dysku wokół-gwiazdowego o złożonej strukturze - wokół towarzysza cefeidy stwierdzono bowiem obecność przynajmniej dwóch (a prawdopodobnie trzech) pierścieni na szerokich orbitach (około 60 i 120 R⊙, patrz rysunek). Istnienie tych pierścieni nie jest łatwe do wyjaśnienia, gdyż dysk nie powinien aktualnie być zasilany materią z Cefeidy, transfer materii skończył się bowiem 2.5 miliona lat temu. Ponadto istnieją przesłanki, że towarzysz cefeidy może być szybko-rotującą gwiazdą typu Be otoczoną tzw. dyskiem dekrecyjnym o mniejszych rozmiarach (ok. 9 R⊙), co sprawia, że struktura tego układu podwójnego może być jeszcze bardziej skomplikowana.
Istnieją przynajmniej trzy potencjalne źródła powstania pierścieni, z których każde mogło mieć pewien wpływ na aktualną ich strukturę;
1. W trakcie transferu masy na pewno wytworzył się dysk akrecyjny. Pozostałości tego dysku mogłyby z jakiegoś powodu przetrwać aż do dziś, mimo braku zasilania nową materią.
2. Szybka rotacja towarzysza może powodować powstanie dysku dekrecyjnego. Choć wątpliwe jest, żeby w ten sposób powstały odległe od gwiazdy pierścienie, zjawisko to mogło przedłużyć życie dysku akrecyjnego z czasów transferu masy.
3. Chociaż na dużo mniejszą skalę, cefeida ciągle może tracić masę ze względu na wiatr gwiazdowy i wysoko-amplitudowe pulsacje (patrz animacja). To zjawisko jest najprawdopodobniej odpowiedzialne za powstanie najbardziej zewnętrznych pierścieni.
Sposoby zasilania dysków materią to wciąż aktywny temat i wykrycie, i opisanie tak skomplikowanego systemu dostarcza dużo danych do zbadania odpowiedzialnych za to procesów.
Analiza przedstawionego układu i jej wyniki ukazały się w renomowanym czasopiśmie naukowym: http://adsabs.harvard.edu/abs/2018ApJ...868...30P Astrophysical Journal, 2018, 868, 30; Pilecki et al. The Dynamical Mass and Evolutionary Status of the Type II Cepheid in the Eclipsing Binary System OGLE-LMC-T2CEP-211 with a Double-ring Disk.
Zobacz animację przedstawiającą model układu.
Projekt wspierany jest przez Narodowe Centrum Nauki (projekt badawczy: SONATA 2014/15/D/ST9/02248).
Kontakt: dr Bogumił Pilecki, pilecki@camk.edu.pl
