Les Céphéides. Cepheids are the most useful stars in the sky L. Campbell & L. Jacchia, 1941, in The Story of Variable Stars

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1 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

2 PLAN Historique Relation période - luminosité Modèles Mesures de distance Applications Conclusion

3 Historique Etoiles variables: Mira 1596, en fait SNe (185, 1054, 1572) Algol 1669 Céphéides: eta Aql (Pigott 1784), delta Cep (Goodricke 1784) H. Frommert: spider/vars/vars.html

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6 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 GCVS: vartype.txt

7 Binaire à éclipse Etoile pulsante

8 Cambridge Encyclopaedia of Stars

9 Etoiles pulsantes Type Période (j) Amplitude (mag) Céphéides RR Lyrae RV Tauri <4 LPV Semi-regular Irregular

10 Relation période - luminosité Henrietta Leavitt (1908, 1912): 25 Céphéides du SMC (1777 variables) Hertzsprung (1914): SMC à 3000 a-l

11 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

12 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

13 Delta Cep W Vir

14 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

15 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

16 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 = log M log R P et R donnent M: à vérifier par rapport à un code d évolution

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18 Modes de pulsation Pulsateurs radiaux Fondamental, premier harmonique Parfois pulse dans deux modes: DM ou beat Cepheids

19 Relation PL: observables Période: très précise, mais pas immuable Magnitude apparente moyenne: bonne couverture de la courbe de lumière Correction d absorption Distance

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22 Loi de rougissement E(λ-V)/E(B-V) interstellaire Cardelli et al. (1989): expriment A(λ)/A(V) en fonction de: R V = A V E(B- V) R v 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: W vi =V-2.55(V-I)

23 Mesure des distances Parallaxes Céphéides d amas ouvert Méthode de Baade-Wesselink

24 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!

25 Ajustement de ZAMS Amas ouverts et associations OB Détermine R v et module de distance simultanément Amas de référence: problème de la distance des Pléiades Ne pas en abuser: fiables

26 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: F v -> T; on relie F v à V-R Welch (1994): meilleur avec V-K

27 l Car

28 Méthode IRSB Fouqué & Gieren (1997): hypothèse: géantes stables suivent la même relation: mesures interférométriques de géantes et supergéantes: F V = (V - K) 0 Nordgren et al. (2002) et Kervella et al. (2004): vérifié à 2% sur les Céphéides

29 Application pratique Courbe de vitesse radiale -> vitesse de pulsation (facteur de «projection») -> variation du diamètre linéaire Relation diamètre angulaire - magnitude - couleur: log φ = V (V - K) 0 Distance et diamètre moyen obtenus par: D (UA) = d (pc) φ (")

30 X Cyg

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33 Variations de température Méthode IRSB donne Teff et log g à chaque phase Vérification par des mesures spectroscopiques

34 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

35 l Car

36 Résultats Relations PL de B à K (2007, 2011): Mv = log P Magnitude absolue à P = 10 jours: M v = Sandage & Tammann (1968): M V = log P Hertzsprung (1913): Mv = -2.1 log P Hubble (1935): «Further revision is expected to be of minor importance.»

37 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

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39 Données galactiques, pentes LMC Texte Texte

40 Distance du LMC Relations PL: V 0 = - (2.78 ± 0.03) log P M V = - (2.68 ± 0.08) log P Différence: en K et en W vi Correction de métallicité: faible en K et -0.1 en W vi Module de distance direct (2011): 18.45±0.04 (49 kpc à 5% près) Similaire au adopté depuis HST-KP

41 Galaxies externes 7 classiques (LMC, SMC, M31, M33, Sextans A, Sextans B, NGC 2403) Freedman et al. (2001): 18 galaxies du HST- KP Saha et al. (2006): 8 galaxies du HST-SNe Ia 7 autres: 1999 (2), 2001 (2), 2003 (2), 2005 Araucaria ( ): 8 galaxies proches mesurées très précisément 46 galaxies de 50 kpc à 30 Mpc

42 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): Pas bien contraint par le CMB: si k=0: Reste donc un prior important H 0 = 73.8 ± 2.4 km s 1 kpc 1 H 0 = 71.0 ± 2.5 km s 1 kpc 1

43 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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45 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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