Les étoiles variables de Céphéide - une classe d'étoiles dont la luminosité varie dans le temps - sont utilisées depuis longtemps pour aider à mesurer les distances dans notre région locale de l'Univers. Depuis leur découverte en 1784 par Edward Pigott, d'autres affinements ont été apportés à la relation entre la période de leur variabilité et leur luminosité, et les céphéides ont été étroitement étudiées et surveillées par des astronomes professionnels et amateurs.
Mais aussi prévisibles que soient devenues leurs pulsations périodiques, un aspect clé des variables céphéides n'a jamais été bien compris: leur masse. Deux théories différentes - évolution stellaire et pulsation stellaire - ont donné des réponses différentes quant aux masses que ces étoiles devraient être. Ce qui a longtemps été nécessaire pour corriger cette erreur était un système d'éclipsage d'étoiles binaires qui contenait une céphéide, de sorte que les calculs orbitaux pouvaient donner la masse de l'étoile avec un haut degré de précision. Un tel système a finalement été découvert, et la masse de la céphéide qu'il contient a été calculée à 1% près, mettant ainsi fin à un écart qui persiste depuis les années 1960.
Le système, nommé OGLE-LMC-CEP0227, contient une variable céphéide classique (par opposition à une céphéide de type II, qui est de masse inférieure et prend une trajectoire évolutive différente) qui varie sur 3,8 jours. Il est situé dans le Grand Nuage de Magellan, et alors que les étoiles tournent en orbite sur une période de 310 jours, elles s'éclipsent de notre point de vue sur la Terre. Il a été détecté dans le cadre de l'expérience de lentille gravitationnelle optique, et vous pouvez voir dans la soupe aux acronymes que cela donne la première partie du nom, le grand nuage magellanique la seconde, et CEP signifie Cepheid.
Une équipe d'astronomes internationaux dirigée par Grzegorz Pietrzynski de l'Universidad de Concepción, Chili et Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego, Pologne a mesuré les spectres du système à l'aide du spectrographe MIKE au télescope en argile Magellan de 6,5 m de l'Observatoire de Las Campanas au Chili et au HARPS. spectrographe attaché au télescope de 3,6 m de l'Observatoire européen austral à La Silla.
L'équipe a également mesuré les changements de luminosité et le léger décalage vers le rouge et le bleu de la lumière des étoiles pendant leur orbite, ainsi que le pouls de la Céphéide. En prenant toutes ces mesures, ils ont pu créer un modèle des masses des étoiles qui devrait produire la mécanique orbitale du système. En fin de compte, la masse prédite par la théorie des pulsations stellaires concordait beaucoup plus avec la masse calculée que celle prédite par la théorie de l'évolution stellaire. En d'autres termes, la théorie des pulsations stellaires FTW !!
Ils ont publié leurs résultats aujourd'hui dans une lettre à La natureet écrivez dans la conclusion de la lettre: «La surestimation des masses de Céphéides par la théorie de l'évolution stellaire peut être la conséquence d'une perte de masse importante subie par les Céphéides pendant la phase de pulsation de leur vie - une telle perte pourrait se produire par des mouvements radiaux et des chocs dans le atmosphère. L'existence d'un léger mélange interne de noyau dans le progéniteur de la séquence principale de la céphéide, qui aurait tendance à diminuer son estimation de la masse évolutive, est un autre moyen possible de réconcilier la masse évolutive des céphéides avec leur masse de pulsation. »
Les variables céphéides tirent leur nom de l'étoile Delta Cephei (dans la constellation Cepheus), qui a été découverte par John Goodricke comme étant une étoile variable quelques mois après la découverte de Pigott en 1784. Il existe de nombreux types différents d'étoiles variables, et si vous êtes intéressée à en savoir plus ou même à participer à l'observation et à l'enregistrement de leur variabilité, l'American Association of Variable Star Observers possède une mine d'informations.
Source: ESO, lettre Nature originale
