Cepheids and the galactic distance scale: contribution of long baseline interferometry
Les Céphéides et l'échelle des distances galactiques: apport de l'interférométrie à longue base
Résumé
Cepheids have been used since more than a century as standard candles to estimate distances in the Universe, owing to the relation between their pulsation period and absolute magnitude. The calibration of this relation (also called "Leavitt law", in homage to its discoverer) is based on independent distance estimates, that are generally derived from the parallax-of-pulsation method. This rather simple technique makes a comparison of the angular diameter variation (measured for example through surface brightness relationships) and the linear diameter variation (obtained through an integration of the radial velocity curve). During my PhD I used a very innovative implementation of this method : the SPIPS code developed by Antoine Mérand. This technique allows a simultaneous adjustement of all the available observables (multi-filter and multi-band photometry, radial velocities, interferometric diameters and effective temperatures), which results in a much better statistical precision. The code also incorporates atmospheric models allowing to take into account the Cepheids physics, and to ensure a better control of the systematics (for instance, circumstellar envelops make the stars appear brighter in the infrared bands). Although the method is quite precise and elegant, it only allows to mesure the distance to the projection factor p, a parameter used to convert radial velocities (deduced from the spectroscopy) into velocities of pulsation (actual displacement of the atmosphere). The value of p and its possible dependence on the pulsation period are still widely debated. For the rare Cepheids whose distances are already known precisely enough (for example through a parallax measurement), it is possible to make an invert use of the SPIPS method and track down the value of p, which is what I did during my PhD. Thanks to this method, I could first calculate the p-factor of the type II Cepheid κ Pavonis. This study led to p = 1.26 ± 0.07. I then extended this work to a larger sample of Cepheids whose parallaxes have been measured with the HST, and to the famous long-period Cepheid RS Pup, whose distance has been measured thanks to the light echoes phenomenon. Contrary to the predictions of some authors, the global study points at a rather weak dependence of p on the pulsation period. For the moment we propose to use the constant value of p = 1.326 ± 0.021. In the current state of the art, the precision is not limited anymore by the method itself, but by the distance measurements. The Gaia parallaxes at 1% will help to progress in that whole problematic. This preliminary work already proved the feasibility of the method and led us to very promising results.
Les Céphéides sont utilisées depuis plus d’un siècle comme chandelles cosmiques pour estimer des distances dans l’univers, grâce à la relation qui unie leur période de pulsation et leur luminosité absolue. La calibration de cette relation (dite "Loi de Leavitt", en hommage à sa découvreuse) repose sur des estimations indépendantes de distances, qui sont généralement réalisées grâce à la méthode de la parallaxe de pulsation. Cette technique assez simple repose sur la comparaison de la variation de diamètre angulaire (mesurée par exemple via des relations de brillance de surface) et de la variation de diamètre linéaire (obtenue après une simple intégration de la courbe de vitesse radiale). Durant ma thèse j’ai fait usage d’une implémentation novatrice de cette méthode : le code SPIPS développé par Antoine Mérand. Celui-ci permet un ajustement simultané de toutes les observables disponibles (photométrie multi-filtre et multi-bande, vitesses radiales, diamètres interférométriques et températures effectives), se traduisant par une meilleur précision statistique. Le code intègre également des modèles d’atmosphère permettant de prendre en compte la physique des Céphéides, et d’assurer un meilleur contrôle des systématiques (par exemple, la présence d’une enveloppe circumstellaire se traduit par un excès apparent de la magnitude infrarouge). Bien que précise et élégante, cette méthode ne permet de mesurer des distances qu’à un paramètre près, le facteur de projection p utilisé pour convertir la vitesse radiale (déduite de la spectroscopie) en vitesse de pulsation. La valeur de p et sa dépendance avec la période de pulsation sont encore largement débattues. Pour les rares Céphéides dont la distance est connue avec une précision suffisante (par exemple grâce à une mesure de parallaxe), il est possible de faire un usage inverse de la méthode SPIPS et de remonter à la valeur de p, et c’est ce que j’ai fait durant ma thèse. Grâce à cette méthode, j’ai tout d’abord calculé le p-facteur de la Céphéide de type II κ Pavonis, pour laquelle nous aboutissons à p = 1.26 ± 0.07. J’ai ensuite étendu mon étude à un plus grand échantillon de Céphéides galactiques de parallaxe connue, auxquelles j’ai ajouté RS Pup, célèbre pour ses échos de lumière. Contrairement aux prédictions de certains auteurs, l’étude globale de ces étoiles a permis de conclure à une dépendance plutôt faible de p en fonction de la période. De fait, nous proposons pour le moment d’utiliser une valeur constante moyenne de p = 1.326 ± 0.021. Dans l’état de l’art actuel, la précision n’est pas limitée par la méthode, mais par les mesures de distance elles-mêmes. L’arrivée des parallaxes à moins de 1% du satellite Gaia permettra sans doute une avancée rapide dans cette problématique, ce travail préliminaire ayant dores et déjà permis de démontrer la faisabilité de la méthode et d’aboutir à des résultats prometteurs.
