Цефеида прекращает пульсацию
В начале 20 века известный астроном Эдвин Хаббл обнаружил 35 цефеид в галактике M33 и использовал их для определения расстояния до галактики. Он описывает это в своей влиятельной статье 1926 года «Спиральная туманность как звездная система: Мессье 33». Хаббл также классифицировал переменную звезду V19 как долгопериодическую цефеиду, которая в то время подвергалась колебаниям блеска с периодом 54,7 дня и амплитудой 1,1 звездной величины. Более свежие результаты, представленные на недавней конференции Американского астрономического общества в середине января, показывают, что V19 больше не пульсирует, как цефеида.
Цефеиды - пульсирующие звезды, играющие решающую роль в измерении астрономических масштабов расстояний Вселенной. Большинство звезд проводят по крайней мере короткий период времени на стадии цефеид во время своей эволюции по сравнению со всей своей жизнью. В это время они периодически пульсируют; расширяться и снова сжиматься. Эти колебания сопровождаются изменением яркости. Чем больше период изменения освещенности, тем больше средняя светимость.
Это важное взаимодействие называется отношением период-светимость, также известным как «Закон Ливитта» в честь американского астронома Генриетты Ливитт (1861 - 1921), которая открыла это соотношение столетие назад. Как только период цефеиды определен, расстояние до переменной также можно определить, используя соотношение период-светимость. Таким образом, цефеиды являются идеальным инструментом для определения расстояний в астрономии.
Потерянная цефеида
Вслед за наблюдениями Хаббла в начале 20 века, в 1996 году проект DIRECT запустил первый современный поиск переменных в галактиках M33 и M31 на основе ПЗС. Исследователи исследовали поле зрения площадью десять угловых минут в центре M33 и сравнили полученный каталог переменных с ранее опубликованными каталогами.
Исследователям удалось повторно открыть 57 из 60 цефеид, известных в обследованной области. Но от трех переменных звезд не осталось и следа. Две из трех исчезнувших цефеид относятся к короткопериодическим звездам с периодом 3,2 и 13,4 дня соответственно. Эти две переменные слабые и близки к пределу обнаружения. Так что неудивительно, что они ускользнули от исследователей.
Третья отсутствующая переменная, с другой стороны, кажется удивительным объектом. Это звезда V19, обнаруженная Хабблом и классифицированная как цефеида. Хаббл измерил кривую блеска с изменением величины 1,1 и средней видимой величиной 19,6 величины.
Наблюдения, проведенные в рамках программы DIRECT, выявили значительные и удивительные изменения в свойствах V19. Его средняя яркость увеличилась на половину звездной величины, а амплитуда пульсации уменьшилась до менее чем 0,1 звездной величины и, таким образом, составляет не более десяти процентов величины, определенной Хабблом. Следствие: V19 больше не является цефеидой или, по крайней мере, пульсирует за пределами фотометрически различимого диапазона.
Усилия по пониманию поведения V19 Хаббла продолжаются. Текущее исследование основано на данных наблюдений, предоставленных 3,5-метровым телескопом обсерватории WIYN (Висконсин, Индиана, Йель и NOAO) и 1,3-метровым роботизированным телескопом RCT. RCT управляется группой, состоящей из университетов и научно-исследовательских институтов. Фотометрические измерения на RCT подтверждают результаты проекта DIRECT, опубликованные в "The Astrophysical Journal" в 2001 г. (см. веб-ссылку). Cepheid V19, похоже, уже не тот.
Рахель Хеул