Egy nemzetközi kutatócsoport, amelynek tagja Szabados László (MTA CSFK CSI) is, polarimetriai mérésekre alapozva geometriai úton határozta meg az RS Puppis, az egyik legfényesebb galaktikus cefeida távolságát.
Nagy fényességüknek köszönhetően a hosszú periódusú cefeida típusú változócsillagok nagyon távoli galaxisokban is észlelhetők, ezért ún. standard gyertyaként több tíz megaparszek távolságig alapvető szerepet töltenek be a kozmikus távolságskála lefektetésében. Az RS Puppis (HD 68860) az egyik legfényesebb cefeida a Tejútrendszerben, fizikai tulajdonságai pedig nagyon hasonlítanak a távoli galaxisokban megfigyelhető társaiéhoz, így pontos távolságának ismerete nagyon fontos a távolságskála legelső részének kalibrálásában, a periódus-fényesség reláció nullpontjának rögzítésében.
Az RS Puppis egyedülálló a galaktikus cefeidák között abban a tekintetben, hogy egy reflexiós köd veszi körül, amelynek egyes részei változásukkal híven tükrözik a csillag pulzáció miatti fényességváltozását. Ezek a „visszfények” jól használhatók a köd, illetve a csillag távolságának geometriai módszerrel történő meghatározására. Az RS Puppis fényváltozásában a ködben található csomósodások által okozott fáziskésések alapján Kervella és kollégái 2008-ban a csillag távolságára 1992±28 pc értéket származtattak. 2009-ben azonban Bond és Sparks rámutatott arra, hogy az így nyert, egyébként igen pontos távolság azon a feltételezésen alapul, hogy a csomók túlnyomórészt az éggömb érintősíkjának közelében helyezkednek el. Ez azonban nem túl valószínű, mivel a szóráskép alapján a csomósodások inkább a csillag előtt találhatók. Rámutattak viszont arra, hogy polarimetriai mérések segítségével – az extragalaktikus szupernóvák esetében alkalmazott eljáráshoz hasonlóan – tisztán geometriai megfontolások alapján is származtatható a távolság, amint azt először a V838 Mon esetében 2008-ban demonstrálták is.
Pierre Kervella (LEISA, Observatoire de Paris) és munkatársai, köztük Szabados László (MTA Csillagászati és Földtudományi Kutatóközpont Konkoly Thege Miklós Csillagászati Intézet), a Hubble-űrtávcső ACS (Advanced Camera for Surveys) műszerével az RS Puppis körüli ködről készült polarimetriai méréseket használták fel, hogy a V838 Mon esetében már sikeresen alkalmazott módszerrel meghatározzák a csillag távolságát. Míg azonban a V838 Mon esetében a kutatók csak egyetlen kitörés által okozott visszfény hatását tudták vizsgálni és elemezni, az RS Puppis esetében a 41,5 napos periódusú pulzációs fényváltozás miatt egy sereg visszfényt felhasználva dolgozhattak. A ködben található por által okozott lineáris polarizáció fokának feltérképezésével és két polarizációs modell segítségével sikerült rekonstruálniuk a porszemcsék térbeli eloszlását, ez alapján pedig a csomósodások által okozott fáziskésésekből meg tudták határozni az RS Puppis távolságát, amelyre 1910±80 parszek (4,2%) értéket kaptak. A bizonytalanság nagy részét az alkalmazott polarizációs modellek paraméterei okozzák.
Az eredmény összhangban áll ez egyéb módszerek (pl. Baade-Wesselink analízis) által szolgáltatott távolságértékekkel, azoktól azonban teljesen független eljárással szolgáltatja azt, így azt is jelzi, hogy cefeida távolságskála kalibrációja nem terhelt nagyobb hibákkal. A 2013 decemberében sikeresen felbocsátott Gaia asztrometriai műhold néhány éven belül megerősítheti az RS Puppis új távolságbecslésének helyességét, illetve a csillag jó alanya lehet a Riess és munkatársai által nemrégiben bemutatott új trigonometrikus parallaktikus távolságmérési eljárásnak, amely a Hubble-űrteleszkóp WFC3 kamerájának új mérési módján alapul.
Az eredményeket részletező szakcikk az Astronomy & Astrophysics c. folyóiratban fog megjelenni.
Forrás: arXiv:1408.1697v1 [astro-ph.SR]
