Когда Хаббл впервые обнаружил переменную Cepheid в галактике M31, вселенная выросла. Раньше многие астрономы считали, что нечеткие «спиральные туманности» представляют собой небольшие пятна газа и пыли в нашей собственной галактике, но благодаря соотношению Период-Светимость, которое позволило ему определить расстояние, Хаббл продемонстрировал, что это были «островные вселенные», или галактики сами по себе.
Вскоре после этого Хаббл (как и другие астрономы) начал поиск других нечетких пятен для Цефеид. Среди них была спиральная галактика M33, в которой он открыл 35 цефеид. Среди них был V19, который имел 54,7-дневный период, средняя величина 19,59 ± 0,23 М.Ви амплитудой 1,1 величины. Но согласно недавней работе, опубликованной на недавнем собрании Американского астрономического общества, V19, похоже, больше не пульсирует как цефеида.
В новом исследовании используются наблюдения из обсерватории Висконсин, Индиана, Йельский университет и НОАО (WIYN) 3,5 м, а также 1,3-метровый роботизированный телескоп (RCT), управляемый группой университетов и исследовательских институтов. Новые наблюдения подтверждают сообщение 2001 года о том, что V19 снизил амплитуду яркости как минимум до 10% от величины, сообщенной Хабблом в 1926 году, и, возможно, еще больше, поскольку любые колебания были ниже порога, обнаруживаемого приборами.
Теперь, если существует какое-либо изменение, оно составляет менее 0,1 величины. Новое исследование сообщает, что могут быть некоторые небольшие колебания, но из-за присущей неопределенности в наблюдениях оно едва превышает фоновый шум, и дикторы не приняли на себя эти выводы. Вместо этого они обязались продолжать наблюдения с более крупными инструментами в уравнении, чтобы уменьшить инструментальную погрешность, а также добавить спектроскопические измерения, чтобы исследовать другие изменения в звезде. Другое специфическое изменение, которое претерпел V19, - увеличение примерно на половину величины до 19,08 ± 0,05.
Эти изменения поразительно похожи на другую, более известную звезду: Polaris. Из-за его гораздо более тесного характера наблюдения были гораздо более частыми и с более низкими порогами обнаружения. Ранее сообщалось, что эта звезда имеет амплитуду 0,1 величины, которая, согласно исследованию 2004 года, уменьшилась до 0,03 величины. Кроме того, основываясь на древних записях, астрономы подсчитали, что Polaris также прояснился на полную величину за последние 2000 лет.
По словам Эдварда Гинаня из Университета Вилланова и одного из членов новой группы наблюдателей, «обе звезды испытывают неожиданно быстрые и значительные изменения в своих свойствах пульсации и яркости, которые еще не объяснены теорией».
Основным объяснением этого драматического изменения является простая эволюция: поскольку звезды состарились, они вышли из полосы нестабильности, области на диаграмме ЧСС, в которой звезды подвержены пульсациям. Но эти звезды не могут быть полностью потеряны из семейства периодических переменных. В 2008 году исследование, проведенное Хансом Брунтом из Сиднейского университета, показало, что амплитуда Поляриса может увеличиваться. Команда обнаружила, что с 2003 по 2006 год масштаб колебаний увеличился на 30%.
Это заставило других астрономов заподозрить, что в цефеидах может быть дополнительный эффект, известный как эффект Блажко. Этот эффект, часто наблюдаемый у звезд Лиры RR (другой тип периодических переменных), является периодическим изменением вариации. Хотя не существует четкого объяснения этому эффекту, астрономы предположили, что это может быть связано с несколькими пульсационными модами, которые мешают конструктивно и деструктивно и иногда образуют резонансы.
В конечном счете, эти странные изменения яркости необъяснимы и потребуют от астрономов тщательного наблюдения за этими звездами, а также за другими цефеидами для поиска причин.
