Dynamical structure of Cepheid's atmosphere and distance scale calibration in the Universe
La dynamique atmosphérique des Céphéides et l'étalonnage des échelles de distance dans l'Univers
Résumé
Applying the Interferometric Baade-Wesselink method, hereafter IBW method, toVINCI/VLTI observations we determine the distance of seven Cepheids. For l Car, the more resolved star, we obtain an uncertainty on the derived distance of 5%. We also calibrate the zero-point of the Cepheid P-L relation with an uncertainty of 0.08 in magnitude. Interferometric measurements lead to angular diameter estimations over the whole pulsation period, while the stellar radius variations can be deduced from the integration of the pulsation velocity. The latter is linked to the observational velocity deduced from line profiles by the projection factor p. The spectral line profile, in particular its asymmetry, contains the whole physics present in the dynamical atmosphere of Cepheids. Firstly, using an hydrodynamical model of pulsating star, I define an interferometric version of the projection factor, associated to the photospheric pulsation velocity. This definition is of crucial importance in the IBW method, as it can induce a bias of up to 6% on the derived distance if the wrong projection factor is used. Secondly, by comparing the outputs of a geometric quasi-static model, and the observed spectral line profiles of HARPS (R=120000), I gain access to dynamical effects: limb-darkening variation with the pulsation phase, turbulences and velocity gradients. In particular, I found that long-period Cepheids with strong velocity gradients have a systematic shift in their asymmetry curve. This will be useful to future studies of dynamic projection factors. Thirdly, we note a correspondence between the line-forming region (in radius) and the amplitude of the visibility signature, which allows to obtain a geometrical view of the atmosphere of the star and in particular of velocity gradients. This is of crucial importance to constrain directly the projection factor from spectro-interferometric observations. The projection factor will be crucial in the context of AMBER/VLTI observations to determine the distance of about thirty Cepheids, with a uncertainty lower than 5%. This would lead to an uncertainty of about 0.01 magnitude on the zero-point of the P-L relation.
La méthode de la parallaxe de pulsation, appliquée à des observations VINCI du VLTI, a permis la détermination de distance de sept Céphéides Galactiques. Pour l Car, la plus résolue d'entre elles, la précision obtenue est de 5%. Le point-zéro de la relation P-L a également été déterminée avec une précision de 0.08 magnitude. Les mesures interférométriques fournissent la variation du diamètre angulaire de l'étoile sur tout le cycle de pulsation, tandis que la variation du diamètre linéaire est déterminée par une intégration temporelle de la vitesse pulsante photosphérique Vpuls de l'étoile. Or la détermination de cette dernière, à partir du décalage Doppler de la raie spectrale Vrad est extrêmement délicate. Le facteur de projection, défini par p=Vpuls/Vrad est en effet très sensible aux paramètres physiques et à la dynamique atmosphérique de l'étoile. En particulier, les gradients de vitesse dans l'atmosphère des Céphéides, pose la question de la définition de la vitesse pulsante. Premièrement, un modèle hydrodynamique a permis d'étudier les gradients de vitesse dans l'atmosphère de d Cep. La différence de vitesse obtenue entre la vitesse photosphérique et la vitesse associée à la zone de formation de la raie, affecte le facteur de projection et donc la distance à un niveau de 6%. Deuxièmement, en comparant le modèle géométrique simple à des observations à haute résolution spectrale HARPS de neuf Céphéides, l'impact de la dynamique atmosphérique des étoiles sur l'asymétrie des raies spectrales a été mis en évidence. Troisièmement, le modèle hydrodynamique a permis de faire le lien entre les gradients de vitesse dans l'étoile, le facteur de projection, et les observables spectro-interférométriques. Ceci pourrait constituer un moyen supplémentaire pour contraindre observationnellement le facteur de projection. La connaissance du facteur de projection dans le cadre du futur survey AMBER est crucial. Nous envisageons de déterminer la distance d'une trentaine de Céphéides à mieux que 5%, afin de calibrer le point zéro de la relation P-L avec une précision de 0.01 magnitude.
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