Cefeidy II typu to gwiazdy pulsujące należące do starej populacji. Nie są one tak szeroko znane jak cefeidy klasyczne, jednak również są ważnymi wskaźnikami odległości. Mogą być one użyte do pomiarów odległości do obiektów takich jak gromady kuliste czy karłowate galaktyki sferoidalne, w których cefeidy klasyczne nie występują. Cefeidy II typu obserwowane są w wielu galaktykach grupy lokalnej, zatem jako niezależna metoda pomiarów odległości mogą być pomocne w wyznaczaniu błędów systematycznych występujących w innych metodach. Cefeidy II typu są ważnymi obiektami z punktu widzenia teorii pulsacji i ewolucji gwiazd, zatem dokładne wyznaczenie ich odległości również przyczyniłoby się do poszerzenia naszej wiedzy w tym zakresie.
Dotychczas, skala odległości cefeid II typu oparta była o paralaksy dwóch pobliskich gwiazd zmierzonych za pomocą satelity Hipparcos, a niepewność punktu zerowego była większa niż 10%. Nowe, znacznie dokładniejsze pomiary paralaks dla większej liczby gwiazd z misji Gaia otwierają drogę do wyznaczenia punktu zerowego skali odległości z dokładnością zbliżoną do 1%. Dodatkowym problemem jest jednak precyzyjna fotometria tych stosunkowo jasnych gwiazd, zwłaszcza w podczerwonej dziedzinie widma, gdzie wpływ materii międzygwiazdowej na promieniowanie (tzw. ekstynkcja) jest najmniejszy. Idealnym instrumentem do obserwacji tych gwiazd, unikalnym w skali światowej, jest znajdująca się w należącym do CAMK PAN Obserwatorium Cerro Armazones (OCA) w Chile kamera podczerwona IRIS, zamontowana na teleskopie o średnicy zwierciadła 0,8m. Od 2017 roku zespół projektu Araucaria prowadzi obserwacje fotometryczne pobliskich gwiazd, co, w połączeniu z niezwykle precyzyjnymi paralaksami z misji Gaia, pozwoli wyznaczyć punkt zerowy kosmicznej skali odległości z dokładnością 1%.
Zgromadzone za pomocą kamery IRIS dane fotometryczne w pasmach podczerwonych J, H oraz K dla 21 pobliskich cefeid II typu oraz dokładne paralaksy z trzeciej wersji katalogu misji Gaia pozwoliły na pierwsze wyznaczenie zależności okres-jasność dla tego typu gwiazd z okolicy Słońca. Dokładność wyznaczenia punktu zerowego zależności jest na poziomie 5%, co znacznie zwiększa precyzję pomiarów odległości do cefeid II typu. Uzyskana dokładność jest obecnie ograniczona precyzją paralaks. Zbadany również został wpływ metaliczności na jasność absolutną cefeid II typu, a otrzymany wynik wskazuje, że bardziej metaliczne cefeidy II typu są jaśniejsze niż mniej metaliczne odpowiedniczki o zbliżonym okresie pulsacji. Wynik ten jest zgodny z poprzednim empirycznym wyznaczeniem tego efektu na podstawie cefeid w gromadach kulistych.
Użyte w pracy pomiary paralaks z teleskopu Gaia nie są ostatecznymi wynikami tej misji, zatem w przyszłości należy spodziewać się zwiększenia dokładności wyznaczenia odległości do pobliskich gwiazd. Zbadane 21 cefeid II typu również nie wyczerpuje próbki pobliskich gwiazd pulsujących należących do tej klasy, zatem przyszłe kampanie obserwacyjne zespołu Araucaria w OCA będą nakierowane na obserwacje większej liczby gwiazd, co również pozwoli na zwiększenie dokładności punktu zerowego skali odległości.
Wyniki zamieszczone zostały w pracy pt. “An absolute calibration of the near-infrared Period-Luminosity Relations for Type II Cepheids in the Milky Way and in the Large Magellanic Cloud” (Wielgórski et al., 2021), która została przyjęta do publikacji w The Astrophysical Journal.
Rysunek 1 (na początku tekstu): Prezentowane wyniki oparte są o obserwacje z kosmicznego teleskopu Gaia (lewy panel, wizja artystyczna, źródło: ESA/ATG medialab), oraz teleskopu 0,8m z kamerą podczerwoną IRIS, znajdującego się w należącym do CAMK PAN Obserwatorium Cerro Armazones (prawy panel, autor: Michael Ramolla).
Rysunek 2. Lewy panel: krzywa blasku gwiazdy W Virginis w paśmie Ks, otrzymana z obserwacji wykonanych kamerą IRIS. Prawy panel: otrzymana zależność okres-jasność dla cefeid II typu z okolicy Słońca. Gwiazdy zaznaczone szarym kolorem zostały odrzucone z dopasowania (są to gwiazdy osobliwe W Vir oraz z niskiej jakości paralaksami).
Zaprezentowane wyniki zostały uzyskane dzięki wsparciu finansowemu Narodowego Centrum Nauki (granty PRELUDIUM 2018/31/N/ST9/02742, MAESTRO 2017/26/A/ST9/00446, BEETHOVEN 2018/31/G/ST9/03050, SONATA BIS 2020/38/E/ST9/00486. SONATA BIS 2018/30/E/ST9/00598), Ministerstwa Nauki i Szkolnictwa Wyższego (DIR/WK/2018/12) oraz Europejskiej Rady ds. Badań Naukowych (ERC 69509)
Text: Piotr Wielgórski
