les céphéides et l'échelle des distances galactiques : apport de l'interférométrie à...

Les Céphéides et l’échelle des distances galactiques :Apport de l’interférométrie à longue base

Par Joanne BREITFELDER

Thèse dirigée par :Pierre Kervella - LESIA (Observatoire de Paris)

Antoine Mérand - European Southern Observatory

Soutenance de thèse pour le doctorat en ScienceSpécialité Astronomie & Astrophysique

Le 22 Octobre 2015 - Observatoire de Paris, site de Meudon

joanne.breitfelder - at - gmail.com

Sommaire :

Introduction La méthode SPIPS

Étude de κ Pavonis

Céphéides de distance connue

Conclusion et perspectives avec Gaia


1929 : E. Hubble découvre l’expansion de l’Univers v = H0 · d

Vitessede

récession

distance

“Loi de Hubble”

Amas de la Vierge

Pourquoi mesurer des distances dans l’Univers ?


1929 : E. Hubble découvre l’expansion de l’Univers v = H0 · d

Vitessede

récession

distance

“Loi de Hubble”

Amas de la Vierge

Il faut observer très loin : dans le “Hubble flow”....Mais comment y parvenir ?

Pourquoi mesurer des distances dans l’Univers ?


Céphéides)

Céphéides)+)SN)

SN)(Céphéides)trop)faibles))

Les échelles de distances extra-galactiques


Collaboration Planck (Ade et al. 2013)

Mesure à 3,1% deRiess et al. (2011)

Résultats et état de l’art...


Collaboration Planck (Ade et al. 2013)

Résultats et état de l’art...

Mesure à 3,1% deRiess et al. (2011)


Carte d’identité cosmique :

Type : super-géantes jaunes, variablesLuminosité : 100-50000 L⦿Variation : de 0.5 à 2 magnitudesPériode de pulsation : 1 à 68 jours dans la Voie Lactée Masse : 3-15 M⦿Sous-classes : Classiques, type II, s-Céphéides,...

Date Julienne héliocentrique (jours)2700 2800 2900 3000 3100 3200

Mag

visi

ble 9.4

9.0

8.6

Courbe de lumière S Vul (données ASAS)

Généralités sur les variables Céphéides



Classe spectrale

Lum

inos

ité (e

n L☉

)

Mag

nitu

de a

bsol

ue

Température effective, K


Exemple : T Vul



1912

Log(P)

Mag

nitud

e

Leavitt and Pickering, 1912

M = a log P + bPoint zéro b ?

Pente a : Céphéides dans les nuages de Magellans

L’étalonnage de la loi de Leavitt requiert des mesures indépendantes

La relation Période-Luminosité


Sources de dispersion :

Extinction interstellaire

Biais photométriques

Metallicité

Enveloppes

Binarité

Freedman and Madore (2010)

La relation Période-LuminositéM

agni

tude

abs

olue

Log(P)


Sommaire :






Idée générale de la méthode :Comparer les variations de diamètre linéaire et angulaire�D �◊

• En m, km,...• Spectroscopie

• En mas,...• Interférométrie/photométrie

La parallaxe-de-pulsation

Céphéide

Vitesse radiale(spectroscopie)

Ray

on li

néai

re (m)

Céphéide

Taille angulaire(interférométrie)

Taill

e an

gula

ire (m

as)


Le code SPIPSSpectro Photo Interferometry of Pulsating Stars

Vitesse radiale

Diamètre angulaire



Photométriemulti-bande


Photométriemulti-bande

Vitesse de pulsation

Diamètre angulaire

Vitesse de pulsation

Diamètre angulaire

Une implémentation originale :

Ajustement simultané de toutes les observables

Meilleure précision statistique, propagation des erreurs

Intégration de modèles d’atmosphère ATLAS9

Prise en compte la physique des Céphéides



Le facteur de projection (p-facteur)

Vpuls = p.Vrad

Géométrie seule : p = 1.5

+ Assombrissement centre-bord : p = ~1.39

+ Dynamique atmosphérique : p = ...?

p dépend de la physique des régions de formation de raies

Prédictions des modèles : 1.2-1.35

Line%of%sight%vrad%

vpuls%

Longueur d’onde au repos

Line%of%sight%vrad%

vpuls%

Line%of%sight%vrad%

vpuls%

Line%of%sight%vrad%

vpuls%

Ligne de visée


Dégénérescence entre p et la distance

Dispersion des valeurs de la littérature : 10% !Si on connaît la distance, on peut remonter à p

Usage inverse de SPIPS

d = �RVpuls�◊

= p�RVrad

�◊

◊(T ) ≠ ◊(0) = ≠2p

d

⁄ T

0(Vrad(t) ≠ V“)dt




La parallaxe HST à 4% de Benedict et al. (2002) mène à p = 1.27 +/- 0.06

Première valeur observationnelle pour δ Cephei : Mérand et al. (2005)


Sommaire :






κ Pavonis, une Céphéide atypique

Céphéide de type II atypique : Faible métallicité, comme pour les RR LyraeLuminosité plus faible qu’une Céphéide classique

Représentante du disque épais galactique

Période de pulsation très irrégulièreVariation de plusieurs heures sur quelques décennies!Difficulté pour la mise en phase des données

Possède une mesure de parallaxe à 5% du HST (Benedict et al. 2011)

Berdnikov and Stevens (2009)


Interférométrie avec PIONIER

Les UTs et les ATs,à l’Observatoire du Cerro Paranal (Chili)

∝ λ/D

∝ λ/B

Télescope seul

Interférométrie



Cont

raste

des

fran

ges (

V2 )

0 m 97 m 195 m 292 m 390 m 487 mBase (distance entre les télescopes)

2 mas

1.5 mas



L’instrument PIONIERdans le laboratoire du VLTI

Franges brutesobtenues en salle de contrôle



Données obtenues pour kappa Pav

B/⁄ = 2.38 ◊ 108

◊ = 1.057


mas


0.9761.0261.0571.1011.1111.1591.2221.2431.2561.2621.273

Diamètre UD(mas)

Fréquence spatiale (1/rad)B/⁄

Visib

ilité

car

rée




Vitesses radiales

Diamètres interférométriques

Photométrie synthétique multi-

bande

Températures effectives

SPIPS + parallaxe HST à 5% (Benedict et al. 2011) ➙ p = 1.26 +/- 0.07 (Breitfelder et al. 2014)

Application de SPIPS


Vitesses radiales

Diamètres interférométriques

Photométrie synthétique multi-

bande

Températures effectives

SPIPS + parallaxe HST à 5% (Benedict et al. 2011) ➙ p = 1.26 +/- 0.07 (Breitfelder et al. 2014)


Cette étude révèle également :

Un excès infrarougeEnveloppe détectée par Gallenne et al. (2012)

Pas de compagnon dans les données PIONIERVérifié grâce au code CANDID


Sommaire :






Contexte

But : Précision recherchée de 1% sur l’étalonnage de la méthode de Baade-Wesselink (p-facteur), pour que cette technique reste compétitive face à d’autres indicateurs primaires de distance. Meilleures estimations de distance actuellement : parallaxes HST de Benedict et al. (2002, 2007, 2011)

Étude de 9 Céphéides de parallaxe HST mesurée par Benedict et al. (2007)

Observations de 5 Céphéides avec PIONIER : l Car, ζ Gem, β Dor, W Sgr et X Sgr.

Littérature : grande quantité de données, plus de 30 références!


ζ Gem

X Sgr

Observations interférométriques

W Sgr

β Dor


Observations interférométriquesCas particulier de ℓ𝓁 Car : observée dans le cadre de plusieurs programmes

ℓ𝓁 Carjoanne.breitfelder - at - gmail.com


T Vul

Y Sgr

Assemblage de différents jeux de données de vitesses radiales :


Application de SPIPSMise en phase des données :


Application de SPIPSExemple d’étoile avec un fort excès infrarouge : W Sgr


Application de SPIPSl Car : la Céphéide de plus grand diamètre angulaire


Application de SPIPSExemple d’étoile sans données interférométriques : Y Sgr



Cette étude révèle également :

Un excès infrarouge important pour 2 étoiles : X Sgr, W Sgr

Pas de signature de la présence d’un compagnon proche dans les données PIONIER➙ Vérifié grâce au code CANDID (Gallenne et al., 2015b)

SPIPS converge vers le même résultat si l’on inclue ou non l’interférométrie ➙ Fiabilité des relations de brillance de surface calculées de façon interne à SPIPS➙ Application possible à des Céphéides plus petites (voir extra-galactiques) ➙ Mais l’interférométrie permet de s’affranchir de certains biais liés à la photométrie

FF Aql et ζ Gem : second passage de la bande d’instabilité

Toutes les autres : troisième passage (modèles de Fadeyev 2014)


Modulations d’amplitude dans la courbe de vitesse radiale (Anderson et al. 2014)

Longue période (~41.4 jours), mais variation de période importante (~143 s/an!)

Distance mesurée grâce aux échos de lumière par Kervella et al. (2014)

Calcul du p-facteur de RS Pup


Calcul du p-facteur de RS PupDonnées PIONIER incomplètes en phase…

Nous décidons pour l’instant de ne pas les utiliser avec SPIPS

RS PupMaximum de diamètre non contraint par les observations

Observations à venir en 2016...


Calcul du p-facteur de RS Pup


Analyse de la relation p-P



FF Aql exclue de l’ajustement

Constante : p = 1.326 ± 0.021 (χ2 = 0.589)Regression linéaire : p = 0.015±0.059(log P − 1) + 1.325±0.021 (χ2 = 0.584)

Pente très mal contrainte ➙ désaccord avec une pente forte.

La précision de 1.5% repose sur des hypothèses fortes :

• On peut faire la moyenne des parallaxes HST

• Le p-facteur est constant

La limite en précision ne provient pas de la méthode, mais bien de la précision des parallaxes HST

➙ Limitation levée avec Gaia ☺


Sommaire :






Au cours de cette thèse, j’ai pu :

Tester et montrer le bon fonctionnement du code SPIPS

Mener une importante campagne d’observations interférométriques de Cephéides (11 nuits à Paranal, 20 nuits à CHARA)

Calculer le p-facteur d’un échantillon de 11 Céphéides de distance connue

Proposer une nouvelle relation p-P, représentant une contribution de premier ordre à la problématique du p-facteur

Limite de cette étude :Précision des mesures de parallaxe…

…Comment envisager le futur avec Gaia ?

Bilan du travail réalisé


Figures : Anthony Soulain

Sélection de 225 Céphéides bien réparties en périodes :- 30 avec de nombreuses données + interférométrie ➙ méthode SPIPS “complète”- 70 avec de nombreuses données ➙ méthode SPIPS- 125 sans données ➙ méthode SPIPS avec les données Gaia + nouvelles obs.

Précision attendue des parallaxes Gaia Pour les Céphéides galactiques connues


Gaia ➙ parallaxes, photométrie, vitesses radiales, astrométrie pour des centaines de Céphéides galactiques.

SPIPS va nous permettre d’utiliser au mieux ces données :

• Ajustement combiné de la spectro-photométrie des archives et de Gaia• Calibration de la physique de SPIPS (p-factor, rougissement, pertes de masse,...)• Point zéro précis de la relation P-L dans toutes les bandes

Meilleurs compréhension de la physique des Céphéides ➙ extrapolation à d’autres galaxies (metallicité) et/ou instruments (e.g JWST)

Dans l’ère Gaia, SPIPS devient un outils précieux pour l’étude de la physique des Céphéides

Gaia et SPIPS ensemble...


Merci de votre attention !
