Nowe odkrycie dostarczyło istotnych informacji na temat naszego zrozumienia klasycznych gwiazd typu cefeida. Te pulsujące olbrzymy i nadolbrzymy są dobrze znane ze swojej zależności między okresem pulsacji a jasnością, co czyni je kluczowymi narzędziami do pomiaru odległości pozagalaktycznych. Odgrywają one również kluczową rolę w testowaniu modeli ewolucji gwiazd oraz teorii pulsacji. Pomimo że przewidywana masa cefeid mieści się w zakresie od 3 do 13 mas Słońca, wyniki dotychczasowych pomiarów masy tych gwiazd skupiały się wokół wartości 4 mas Słońca.
Niedawno dokonano fascynującego odkrycia układu spektroskopowo podwójnego, w którym znajduje się cefeida dwumodalna OGLE-LMC-CEP-1347 (Pilecki i in. 2022). Układ ten jest wyjątkowy, ponieważ posiada najkrótszy okres orbitalny (59 dni) spośród wszystkich znanych podwójnych układów cefeid. Co więcej, cefeida jest prawie dwa razy masywniejsza od swojej towarzyszki, co sugeruje, że układ ten mógł być pierwotnie układem potrójnym, a obecna cefeida mogła powstać w wyniku połączenia dwóch gwiazd o mniejszej masie. Unikalne właściwości tego układu czynią go kluczowym kandydatem do precyzyjnego wyznaczenia masy.
W niedawnym artykule pt. "A novel q-PED method: precise physical properties of a merger-origin binary Cepheid OGLE-LMC-CEP-1347", opublikowanym w prestiżowym czasopiśmie Astrophysical Journal Letters, Filipe Espinoza-Arancibia i Bogumił Pilecki z Centrum Astronomicznego im. Mikołaja Kopernika w Warszawie przedstawili metodę q-PED. Podejście to łączy obserwowany stosunek masy (q), pulsację (P), modele ewolucyjne (E) oraz znaną odległość (D) z pomiarami fotometrycznymi w różnych filtrach, aby określić właściwości fizyczne OGLE-LMC-CEP-1347 i jej towarzyszki.
Wyniki badań wykazały, że cefeida ma masę 3,4 masy Słońca i promień 13,6 promienia Słońca, natomiast jej towarzyszka ma masę 1,9 masy Słońca i promień 12,5 promienia Słońca. Co istotne, uzyskana masa cefeidy jest najniższą zmierzoną do tej pory wartością dla tego typu gwiazd. Towarzyszka jest gwiazdą o niskiej masie, ciemniejszą i bardziej czerwoną od cefeidy, lecz o podobnych rozmiarach. Znaczna różnica wieku, wynosząca prawie 1 miliard lat, pomiędzy obiema gwiazdami wspiera hipotezę o pochodzeniu cefeidy z połączenia dwóch gwiazd o niższej masie. Wynika z tego, że rzeczywisty wiek cefeidy wynosi 1,09 miliarda lat, co sugeruje, że istotna część cefeid może być znacznie starsza, niż dotychczas sądzono. W rezultacie badacze doszli do wniosku, że najbardziej prawdopodobnym scenariuszem jest to, że układ był pierwotnie potrójny, a obecna cefeida powstała w wyniku wcześniejszego połączenia dwóch gwiazd w wewnętrznym układzie podwójnym.
Zastosowana w tej pracy metoda ma ogromne znaczenie. Dzięki nowemu, precyzyjnemu sposobowi pomiaru właściwości układów podwójnych zawierających cefeidy, metoda q-PED może pomóc w lepszym zrozumieniu mechanizmu działania tych gwiazd i ich roli w ewolucji gwiazdowej.
Rys. 1. Artystyczne odwzorowanie stanu początkowego (potrójny system po lewej) i aktualnej konfiguracji podwójnej cefeidy. Po zlaniu się gwiazd, cefeida jest prawie dwa razy bardziej masywna, ale towarzysz jest bardziej zaawansowany ewolucyjnie i dlatego ma podobny rozmiar.
Tekst: Filipe Espinoza-Arancibia.
Projekt ten jest wspierany przez Narodowe Centrum Nauki w Polsce (grant SONATA BIS 2020/38/E/ST9/00486).
