Измерить расстояние до далеких объектов в космосе может быть непросто. Мы даже не знаем точного расстояния даже до наших ближайших соседей во Вселенной – Малого и Большого Магеллановых Облаков. Но мы начинаем добираться до инструментов для его измерения. Одним из типов инструментов является переменная цефеида – тип звезды, которая меняет свою светимость по четко определенному шаблону. Однако мы мало что знаем об их физических свойствах, что затрудняет их использование в качестве маркеров расстояния. Найти их физические свойства было бы проще, если бы существовали двойные цефеиды, которые мы могли бы изучить, но астрономам пока удалось найти только одну пару. Пока в недавней статье исследователей из Европы, США и Чили не были показаны измерения еще 9 бинарных систем цефеид – этого достаточно, чтобы мы могли начать понимать статистику этих полезных маркеров расстояний.
Как и традиционные звезды, двойные системы цефеид возникают, когда две звезды вращаются вокруг друг друга. В этом случае обе эти звезды должны быть цефеидами, то есть они массивнее нашего Солнца и намного ярче. Кроме того, их яркость должна меняться по повторяемому шаблону, чтобы мы могли постоянно ее отслеживать.
Все эти характеристики могут сильно различаться, если светимость двух звезд меняется, но с разной скоростью и фазами вокруг друг друга. Трудно понять, какая звезда прибывает, какая убывает и в каком направлении они движутся, как по сравнению с нами, так и друг с другом. Чтобы зафиксировать некоторые из этих переменных, требуются длительные периоды наблюдения, и это именно то, что описывает новая статья.
Исследователи изучили девять наборов цефеид, которые считались двойными системами, но еще не были подтверждены из-за сложности отделения двух звезд друг от друга. Они извлекли данные из базы данных эксперимента по оптическому гравитационному линзированию (OGLE), проекта наблюдения переменных звезд, которым Варшавский университет занимается уже более 30 лет. При этом они впервые смогли подтвердить, что каждая из этих предполагаемых двойных систем содержит две отдельные звезды.
Эти девять двойных систем располагались в Малом и Большом Магеллановом Облаке и Млечном Пути. Одна из них, расположенная в Млечном Пути, является, безусловно, самой близкой — всего в 11 килопарсеках (около 3000 световых лет). Исследователям также повезло из-за продолжительности орбитальных периодов изученных ими двойных систем – большинство из них длилось более пяти лет, и более короткий набор данных наблюдений мог бы их не уловить.
Понимание того, как эти системы существуют и где они находятся, — это лишь первый шаг. Следующий шаг — использовать их для более полезных научных целей. Самый очевидный способ сделать это — улучшить наше понимание цефеид. Несмотря на то, что они являются одними из наиболее часто используемых маркеров расстояний во Вселенной, мы на удивление мало знаем о том, как они формируются, из чего состоят или об их жизненном цикле. Тщательное изучение двойной системы, в которой взаимодействуют звезды, могло бы помочь пролить свет (в переносном смысле) на некоторые из этих свойств.
Кредит – НАСА
Как отмечают авторы в своей статье, это часть долгосрочного текущего проекта – они также были частью команды, которая подтвердила первоначальную двойную систему цефеид еще в 2014 году. OGLE продолжает собирать больше данных, как и другие исследования неба. , и, вероятно, существует больше двойных цефеид. Каждое новое открытие поможет улучшить наше статистическое понимание этих важных маркеров расстояния — нам просто нужно сначала найти время, чтобы их найти.
Узнать больше:
Пилецкий и др. – Цефеиды с гигантскими спутниками II. – Спектроскопическое подтверждение девяти новых двойных двойных систем, состоящих из двух цефеид.
UT – Что такое переменные цефеид?
UT – Полярная звезда – самая близкая и яркая переменная цефеид. Совсем недавно что-то изменилось.
UT – Астрономы исключают одно объяснение напряжения Хаббла
Ведущее изображение:
RS Кормов — одна из самых ярких известных переменных звезд цефеид в галактике Млечный Путь.
Авторы и права – НАСА, ЕКА и команда наследия Хаббла.
