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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
joanne.breitfelder - at - gmail.com
Sommaire :
Introduction La méthode SPIPS
Étude de κ Pavonis
Céphéides de distance connue
Conclusion et perspectives avec Gaia
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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 ?
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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 ?
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Céphéides)
Céphéides)+)SN)
SN)(Céphéides)trop)faibles))
Les échelles de distances extra-galactiques
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Collaboration Planck (Ade et al. 2013)
Mesure à 3,1% deRiess et al. (2011)
Résultats et état de l’art...
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Collaboration Planck (Ade et al. 2013)
Résultats et état de l’art...
Mesure à 3,1% deRiess et al. (2011)
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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
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Généralités sur les variables Céphéides
Classe spectrale
Lum
inos
ité (e
n L☉
)
Mag
nitu
de a
bsol
ue
Température effective, K
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Exemple : T Vul
Généralités sur les variables Céphéides
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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
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Sources de dispersion :
Extinction interstellaire
Biais photométriques
Metallicité
Enveloppes
Binarité
Freedman and Madore (2010)
La relation Période-LuminositéM
agni
tude
abs
olue
Log(P)
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Sommaire :
Introduction La méthode SPIPS
Étude de κ Pavonis
Céphéides de distance connue
Conclusion et perspectives avec Gaia
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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)
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Le code SPIPSSpectro Photo Interferometry of Pulsating Stars
Vitesse radiale
Diamètre angulaire
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Le code SPIPSSpectro Photo Interferometry of Pulsating Stars
Photométriemulti-bande
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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 code SPIPSSpectro Photo Interferometry of Pulsating Stars
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Le code SPIPSSpectro Photo Interferometry of Pulsating Stars
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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
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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
Le facteur de projection (p-facteur)
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Le facteur de projection (p-facteur)
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)
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Sommaire :
Introduction La méthode SPIPS
Étude de κ Pavonis
Céphéides de distance connue
Conclusion et perspectives avec Gaia
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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)
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Interférométrie avec PIONIER
Les UTs et les ATs,à l’Observatoire du Cerro Paranal (Chili)
∝ λ/D
∝ λ/B
Télescope seul
Interférométrie
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Interférométrie avec PIONIER
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
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Interférométrie avec PIONIER
L’instrument PIONIERdans le laboratoire du VLTI
Franges brutesobtenues en salle de contrôle
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Interférométrie avec PIONIER
Données obtenues pour kappa Pav
B/⁄ = 2.38 ◊ 108
◊ = 1.057
Données obtenues pour kappa Pav
mas
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0.9761.0261.0571.1011.1111.1591.2221.2431.2561.2621.273
Diamètre UD(mas)
Fréquence spatiale (1/rad)B/⁄
Visib
ilité
car
rée
Interférométrie avec PIONIER
Données obtenues pour kappa Pav
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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
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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
Cette étude révèle également :
Un excès infrarougeEnveloppe détectée par Gallenne et al. (2012)
Pas de compagnon dans les données PIONIERVérifié grâce au code CANDID
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Application de SPIPS
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Sommaire :
Introduction La méthode SPIPS
Étude de κ Pavonis
Céphéides de distance connue
Conclusion et perspectives avec Gaia
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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!
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ζ Gem
X Sgr
Observations interférométriques
W Sgr
β Dor
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Observations interférométriquesCas particulier de ℓ𝓁 Car : observée dans le cadre de plusieurs programmes
ℓ𝓁 Carjoanne.breitfelder - at - gmail.com
Application de SPIPS
T Vul
Y Sgr
Assemblage de différents jeux de données de vitesses radiales :
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Application de SPIPSMise en phase des données :
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Application de SPIPSExemple d’étoile avec un fort excès infrarouge : W Sgr
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Application de SPIPSl Car : la Céphéide de plus grand diamètre angulaire
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Application de SPIPSExemple d’étoile sans données interférométriques : Y Sgr
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Application de SPIPS
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)
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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
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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...
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Calcul du p-facteur de RS Pup
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Analyse de la relation p-P
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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 ☺
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Analyse de la relation p-P
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Sommaire :
Introduction La méthode SPIPS
Étude de κ Pavonis
Céphéides de distance connue
Conclusion et perspectives avec Gaia
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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
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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
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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...
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Merci de votre attention !
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