Les Céphéides

Les Céphéides
Cepheids are the most useful stars in the sky
L. Campbell & L. Jacchia, 1941, in The Story of Variable Stars
Pascal Fouqué
Novembre 2011
PLAN
Historique
Relation période - luminosité
Modèles
Mesures de distance
Applications
Conclusion
Historique
 Etoiles variables: Mira 1596, en fait SNe (185,
1054, 1572)
 Algol 1669
 Céphéides: eta Aql (Pigott 1784), delta Cep
(Goodricke 1784)
 H. Frommert: http://www.seds.org/~spider/
spider/Vars/vars.html
Classification
Intrinsèque - extrinsèque
Int.: Pulsantes - éruptives - cataclysmiques
Ext.: Binaires à éclipse - étoiles en rotation
Courbe de lumière -> période, amplitude de
variation
 Pulsantes: radiales, non-radiales
 http://www.aavso.org/vstar/outline.shtml
 GCVS: http://www.sai.msu.su/groups/cluster/gcvs/gcvs/iii/




vartype.txt
Binaire à éclipse
Etoile pulsante
© Cambridge Encyclopaedia of Stars
Etoiles pulsantes
Type
Période (j)
Amplitude (mag)
Céphéides
1-135
0.1-2
RR Lyrae
0.2-1.2
0.2-2
RV Tauri
30-150
<4
LPV
80-1000
2.5-11
Semi-regular
20-2300
0.1-4
Irregular
Relation période - luminosité
 Henrietta Leavitt (1908, 1912): 25 Céphéides
du SMC (1777 variables)
 Hertzsprung (1914): SMC à 3000 a-l
Le grand débat
 Les nébuleuses sont-elles galactiques
ou extra-galactiques?
 Shapley vs. Curtis: un univers/galaxie,
soleil décentré vs. plusieurs galaxies,
soleil centré dans la nôtre
 Hubble (1923): 12 Céphéides M31
 Hubble (1929): v = H d
 HST (1994): M100 à 15 Mpc
Deux types de Céphéides
 Schönfeld: W Vir (1866)
 Baade (1944): population I (jeune) et II
(vieille)
 Baade (1952): 2 relations PL diffèrent de 1.5
mag
 Distances extragalactiques x 2
 http://www.institute-of-brilliant-failures.com/index.html
Delta Cep
W Vir
Modèles: origine de la
pulsation
Eddington (1917)
Equilibre hydrostatique
Etoiles pulsantes: profil d’opacité
Opacité de Kramer: κ ≈ ρ T-3.5
 Zones d’ionisation partielle: opacité accrue
(BF au lieu de FF): Zhevalin (1953)
 κ mechanism




Modèles: bande d’instabilité
 3 zones d’ionisation partielle: H+ (15000 K),
He+ (25000 K), He++ (65000 K)
 Position dans l’étoile: zone de transition
 Trop près de la surface: pas assez de masse
 Trop près du centre: amortissement
 Bord bleu: chaud, profond, peu d’influence de
la convection, facile
 Bord rouge: convection turbulente
Modèles: théorie de pulsation




Equation d’état: P (ρ,T)
Eddington (1926): P ≈ ρ-1/2
Gough et al. (1965): P ≈ g-1
Théorie de pulsation: log P = -1.6 - 0.8 log M
+ 1.8 log R
 P et R donnent M: à vérifier par rapport à un
code d’évolution
Modes de pulsation
 Pulsateurs radiaux
 Fondamental, premier harmonique
 Parfois pulse dans deux modes: DM ou
beat Cepheids
Relation PL: observables
 Période: très précise, mais pas
immuable
 Magnitude apparente moyenne: bonne
couverture de la courbe de lumière
 Correction d’absorption
 Distance
Loi de rougissement
interstellaire
 E(λ-V)/E(B-V)
 Cardelli et al. (1989): expriment A(λ)/A(V) en
fonction de: R = E(BA- V)
 Rv dépend de la couleur de l’étoile: 3.1
standard pour A0, 3.23 pour Céphéide
 E(B-V) déduit de B-V et (B-V)0 (type spectral)
ou de photométrie BVI et lieu intrinsèque
dépendant de métallicité
 Utilisation de « magnitudes » de Wesenheit,
insensibles au rougissement: Wvi=V-2.55(V-I)
V
V
Mesure des distances
 Parallaxes
 Céphéides d’amas ouvert
 Méthode de Baade-Wesselink
Parallaxes trigonométriques
 Hipparcos: 236 Céphéides, mais peu
précis
 Hipparcos révisé: gain en précision d’un
facteur 2 à 4
 HST Fine Guidance Sensor: 10
Céphéides
 Futur: GAIA: 9000 Céphéides !
Ajustement de ZAMS
 Amas ouverts et associations OB
 Détermine Rv et module de distance
simultanément
 Amas de référence: problème de la
distance des Pléiades
 Ne pas en abuser: 20-30 fiables
Baade - Wesselink
 Principe: photométrie: couleur -> température
+ magnitude -> diamètre angulaire;
spectroscopie -> diamètre linéaire
 Wesselink (1969): B-V -> T: problème:
gravité, métallicité
 Barnes & Evans (1976): brillance
superficielle: Fv -> T; on relie Fv à V-R
 Welch (1994): meilleur avec V-K
l Car
Méthode IRSB
 Fouqué & Gieren (1997): hypothèse:
géantes stables suivent la même
relation: mesures interférométriques de
géantes et supergéantes:
FV = 3.947 - 0.131 (V - K) 0
 Nordgren et al. (2002) et Kervella et al.
(2004): vérifié à 2% sur les Céphéides
Application pratique
 Courbe de vitesse radiale -> vitesse de
pulsation (facteur de « projection ») ->
variation du diamètre linéaire
 Relation diamètre angulaire - magnitude couleur:
log φ = 0.5474 - 0.2 V0 + 0.262 (V - K) 0
 Distance et diamètre moyen obtenus par:
D (UA) = d (pc) φ (")
X Cyg
Variations de température
 Méthode IRSB donne Teff et log g à chaque phase
 Vérification par des mesures spectroscopiques
Interférométrie
 1997: première mesure de diamètre
angulaire: Mourard et al.
 2000: première mesure de variation de
diamètre: Lane et al.
 2011: 17 Céphéides mesurées (2007: 8)
 Avantage: pas besoin de relation de
brillance superficielle
 Inconvénient: lent
l Car
Résultats
 Relations PL de B à K (2007, 2011):
Mv = -2.67 log P - 1.29
• Magnitude absolue à P = 10 jours: Mv = -3.96
 Sandage & Tammann (1968):
M V = - 2.8 log P - 1.4
 Hertzsprung (1913): Mv = -2.1 log P - 0.6
 Hubble (1935): « Further revision is expected to be of
minor importance. »
Comparaison avec le LMC
 Problème: différence de métallicité:
Céphéides plus bleues à P donnée
 Conséquence sur les relations PL: seulement
décalées ou pentes différentes?
 Madore & Freedman (1991): 31 Céphéides
 OGLE-II: 700 Céphéides pulsant dans le
mode fondamental
 OGLE-III (2009): 1850
Données galactiques, pentes LMC
Texte
Texte
Distance du LMC
 Relations PL:
V0 = - (2.78 ± 0.03) log P + 17.066
M V = - (2.68 ± 0.08) log P - 1.28
 Différence: 18.42 en K et 18.45 en Wvi
 Correction de métallicité: faible en K et -0.1
en Wvi
 Module de distance direct (2011): 18.45±0.04
(49 kpc à 5% près)
 Similaire au 18.50 adopté depuis HST-KP
Galaxies externes
 7 classiques (LMC, SMC, M31, M33, Sextans
A, Sextans B, NGC 2403)
 Freedman et al. (2001): 18 galaxies du HSTKP
 Saha et al. (2006): 8 galaxies du HST-SNe Ia
 7 autres: 1999 (2), 2001 (2), 2003 (2), 2005
 Araucaria (2004-2010): 8 galaxies proches
mesurées très précisément
 46 galaxies de 50 kpc à 30 Mpc
Constante de Hubble
 Comparaison avec autre méthode: TRGB (<10
Mpc): excellent accord
 Comparaison avec la distance maser de NGC
4258 (7.2 Mpc): excellent accord
 Sert à calibrer les indicateurs secondaires (SNe Ia,
TF, SBF, FP)
 Riess et al. (2011):
H 0 = 73.8 ± 2.4 km s −1 kpc −1
 Pas bien contraint par le CMB: si k=0:
H 0 = 71.0 ± 2.5 km s −1 kpc −1
 Reste donc un prior important
Masses des Céphéides
 2010: découverte d’une Céphéide dans une
binaire à éclipses => M et R connus
 mais débat non tranché entre Mpuls et Mevol
 même masse, même âge, mais l’une pulse,
l’autre non
 2011: découverte d’un 2è cas, mais âges
différents: ?
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Enveloppes des Céphéides
 RS Pup entourée d’une nébuleuse: échos de
lumières => distance très précise
 découverte d’enveloppes à partir de 2006
 lié à la perte de masse?
 mesures à 10 µm: phénomène commun
 mesures interférométriques confirment
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