Vaatletud väljad NGC 300-s. Kujutise krediit: ESO Suurendamiseks klõpsake sellel
Kefeidi pulseerivaid tähti on kauguse indikaatoritena kasutatud alates Henrietta Leavitti varasest avastamisest peaaegu sada aastat tagasi. Oma Linnutee ühe naabergalaktika, väikese Magellaani pilve kohta tehtud fotoandmete põhjal leidis ta, et nende tähtede heledus on tihedas korrelatsioonis nende pulsatsiooniperioodidega.
See perioodi ja heleduse suhe, kui see on kalibreeritud, võimaldab galaktika täpset kaugust määrata, kui selles on avastatud kefidid ja mõõdetud nende perioodid ja keskmine suurus.
Kui Cepheidi meetod ei ulatu universumis piisavalt kaugele, et otseselt kindlaks teha kosmoloogilisi parameetreid nagu Hubble'i konstant, on Cepheidi kaugused suhteliselt lähedal asuvate lahendatud galaktikateni pannud aluse sellisele tööle minevikus, nagu Hubble'i kosmoseteleskoobi võtmeprojektis. ekstragalaktilise vahemaa skaalal. Kefeiidid on tõepoolest üks esimesi samme kosmilise vahemaa redelil.
Cepheidi meetodi praegune põhiprobleem on see, et selle sõltuvust galaktika metallilisusest, see tähendab selle sisaldusest vesinikust ja heeliumist raskemates elementides, pole siiani täpselt mõõdetud. Meetodi teine intrigeeriv raskus on asjaolu, et Cefeidi valguse täielik neeldumine teel Maale ja eriti Keepheidi peremeesgalaktikas neeldumise suurus tuleb täpselt kindlaks määrata, et vältida kauguse määramisel olulisi vigu.
Selle probleemi lahendamiseks töötasid Wolfgang Gieren (Concepcioni ülikool, Tšiili) ja tema meeskond välja suure programmi ESO-s: Araucaria projekt. Selle eesmärk on saavutada kaugus suhteliselt lähedal asuvate galaktikateni täpsusega, mis on parem kui 5 protsenti.
Meeskonna Araucaria projekti üks peamisi galaktikaid on skulptorite rühmas asuv ilus, näoga galaktika NGC 300. Ajavahemikul 1999–2000 ESO / MPG 2,2-meetrise teleskoobiga La Silla piirkonnas läbi viidud laiekraanilises pildiuuringus oli meeskond avastanud enam kui sada Cepheidi muutujat, mis hõlmasid pulsatsiooniperioodi laias vahemikus. Pilte galaktikast ja mõningaid nendest andmetest pärinevaid nende kefeide avaldati 2002. aastal ESO Press Photos 18a-h. Eelmisel aastal esitas meeskond NGC 300 kauguse, mis oli saadud nendest optilistest piltidest V- ja I-ribades.
Meeskond täiendas seda ainulaadset andmestikku uute andmetega, mis on võetud ISAAC-i infrapunakaamera ja spektromeetri abil ESO 8,2-m VLT Antu teleskoobil.
"Kui Cepheidi kaugustööl on optiliste andmete asemel kasutatud kujutisi, mille lähedal kasutatakse lähi-infrapuna pääsuribade kaudu saadud pilte, on kolm olulist eelist," ütleb Wolfgang Gieren. Kõige olulisem kasu on asjaolu, et tähevalguse neeldumine lähiinfrapunas ja eriti K-sagedusalas on dramaatiliselt vähenenud, võrreldes efektiga, mille tähtedevaheline aine avaldab nähtava lainepikkusega. Teine eelis on see, et infrapunakiirguse Cepheidi valgusekõverad on väiksema amplituudiga ja palju sümmeetrilisemad kui nende optilised kolleegid, võimaldades mõõta Cepheidi K-riba keskmist heledust vaid väga vähestest ja põhimõtteliselt ühe vaatluse juures tuntud pulsatsioonifaas. Seevastu nõuab optiline töö täpsete keskmiste magnituudide määramiseks täielike valguskõverate jälgimist. Infrapuna kolmas põhieelis on perioodi heleduse vähenenud tundlikkus metallisuse suhtes ja sulandumine teiste tähtedega kauge galaktika rahvarohketes väljades.
Seda arvesse võttes on meeskonna laiaulatusliku programmi üks peamisi eesmärke olnud viia läbi oma projekti sihtgalaktikates asuvate tsefeiidide infrapuna-alaseid järelvaatlusi, mis on varem avastatud optiliste lainurkvaatluste abil.
Kolme põllu J- ja K-riba sügavpildid NGC 300-s, mis sisaldasid 16 kefeidi, tehti 2003. aastal VLT / ISAAC-iga.
"Andmete kõrge kvaliteet võimaldas väga täpselt mõõta tsefeiidide keskmisi J- ja K-magnituudusid iga tähe erinevatel aegadel saadud kahe vaatluse põhjal," ütles Grzegorz Pietrzynski, meeskonna teine liige, ka Concepcionist. .
Neid tähelepanuväärseid andmeid kasutades konstrueeriti perioodi heledussidemed. "Need on kõige täpsemad infrapuna-PL-suhted, mis on kunagi saadud Cepheidi proovi jaoks galaktikas Magellaani pilvedest kaugemal," rõhutab Wolfgang Gieren.
Kefeidide täielik valguse neeldumine (“punastamine”) NGC 300 saadi galaktika kauguse väärtuste liitmisel erinevates optilistes ja lähi-infrapuna ribades, milles täheldati NGC 300. See viis avastusele, et NGC 300-le omase imendumisega kaasneb täielik punastumine väga olulisel määral. See sisemine neeldumine mõjutab olulisel määral kauguse määramist, kuid seda ei olnud varem arvesse võetud.
Meeskond suutis mõõta kaugust NGC 300-ni enneolematu täieliku mõõtemääramatusega, mis oli vaid umbes 3 protsenti. Astronoomid leidsid, et NGC 300 asub 6,13 miljoni valgusaasta kaugusel.
Algne allikas: ESO pressiteade
